ASTRÓNOMOS EXPLICAM FORMAÇÃO DE SETE EXOPLANETAS EM REDOR DE TRAPPIST-1

Esta impressão de artista apareceu na capa da edição de 23 de fevereiro de 2017 da revista Nature, anunciando que a estrela TRAPPIST-1, uma anã vermelha ultrafria, tem em órbita sete planetas do tamanho da Terra. Qualquer um destes planetas pode ter água líquida. Os planetas mais distantes têm, mais provavelmente, grandes quantidades de gelo, especialmente na face oposta à estrela.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
Astrónomos da Universidade de Amesterdão forneceram uma explicação para a formação do sistema planetário TRAPPIST-1. O sistema tem sete planetas tão grandes quanto a Terra que orbitam muito perto da sua estrela hospedeira. O ponto crucial, de acordo com os investigadores da Holanda, é a linha onde o gelo se torna em água. Perto dessa linha de neve, as rochas que vaguearam a partir das regiões mais longínquas receberam uma porção adicional de água e aglomeraram-se para formar protoplanetas. O artigo com o modelo foi aceite para publicação na revista Astronomy & Astrophysics.
Em fevereiro de 2017, uma equipa internacional de astrónomos anunciou a descoberta de um sistema com sete exoplanetas em redor de uma pequena estrela, TRAPPIST-1. O grande número de planetas relativamente grandes, em órbita tão íntima de uma estrela pequena, veio contra as teorias vigentes da formação planetária. Os investigadores da Universidade de Amesterdão desenvolveram agora um modelo que explica as origens do sistema planetário.
Até agora, existiam duas teorias principais para a formação de planetas. A primeira teoria assume que os planetas são formados mais ou menos nas posições onde se encontram. Com TRAPPIST-1, isso é improvável porque o disco a partir do qual os planetas se formam deveria ter sido muito denso. A segunda teoria assume que um planeta se forma muito mais longe no disco e, depois, migra para dentro. Esta teoria também causa problemas ao sistema TRAPPIST-1 pois não explica porque é que os planetas são praticamente todos do tamanho da Terra.
Migração de seixos
Agora, os cientistas de Amesterdão desenvolveram um modelo onde são os seixos que migram em vez de planetas inteiros. O modelo começa com rochas que flutuam a partir das regiões mais distantes da estrela. Estes seixos são constituídos principalmente por gelo. Quando chegam perto da chamada linha de neve, o ponto quente o suficiente para a água se tornar líquida, recebem uma porção adicional de vapor de água para processar. Como resultado, aglomeram-se para formar um protoplaneta. Em seguida, o protoplaneta move-se um pouco mais perto da estrela. No caminho, "suga" mais rochas como um aspirador até que alcança o tamanho da Terra. O planeta move-se então um pouco mais e abre espaço para a formação do próximo planeta.
O ponto crucial, de acordo com os investigadores, é a aglomeração de rochas perto da linha de neve. Ao atravessarem a linha de neve, os seixos perdem o seu conteúdo gelado. Mas essa água é reutilizada pela seguinte "carga" de rochas que viaja desde as regiões mais externas do disco de poeira. No sistema TRAPPIST-1, este processo foi repetido até formar sete planetas.
Modelo da linha de neve
O líder da investigação, Chris Ormel da Universidade de Amesterdão, comentou: "Para nós, TRAPPIST-1 e os seus sete planetas surgiram como uma bem-vinda surpresa. Temos vindo a trabalhar na agregação e "varredura" de planetas há já algum tempo e também estávamos a desenvolver um novo modelo da linha de neve. Graças à descoberta de TRAPPIST-1 podemos comparar o nosso modelo com a realidade." Num futuro próximo, os cientistas de Amesterdão querem refinar o seu modelo. Irão executar simulações de computador para ver como o modelo se comporta sob condições iniciais diferentes.
Os investigadores ainda esperam alguma discussão entre colegas. O modelo é bastante revolucionário porque as rochas viajam da região externa do disco, até à linha de neve, sem muita atividade pelo meio. Ormel acrescenta: "Espero que o nosso modelo ajude a responder à questão de quão único é o nosso próprio Sistema Solar em comparação com outros sistemas planetários."

NOVAS EVIDÊNCIAS DE QUE TODAS AS ESTRELAS NASCEM AOS PARES

Imagem rádio de um sistema binário muito jovem, com menos de 1 milhão de anos, formado no interior de um núcleo denso (contorno oval) na nuvem molecular de Perseu. Todas as estrelas nascem, provavelmente, como binários em núcleos densos.
Crédito: SCUBA-2, Sarah Sadavoy, CfA
Será que o nosso Sol teve um gémeo quando nasceu há 4,5 mil milhões de anos?
Quase de certeza que sim - embora não tenha sido um gémeo idêntico. E, segundo uma nova análise por um físico teórico da Universidade da Califórnia, em Berkeley, e por uma radioastrónoma do Observatório Astrofísico do Smithsonian da Universidade de Harvard, tal como a nossa estrela-mãe, também todas as outras estrelas parecidas com o Sol no Universo.
Muitas estrelas têm companheiras, incluindo a nossa vizinha mais próxima, Alpha Centauri, um sistema triplo. Os astrônomos há muito que procuram uma explicação. Será que os sistemas binários e triplos nascem dessa maneira? Será que uma estrela capturou outra? Será que as estrelas duplas por vezes se separam e se tornam estrelas individuais?

Esta imagem infravermelha captada pelo Telescópio Espacial Hubble contém um objeto brilhante em forma de ventoinha (em baixo à direita), que se pensa ser um sistema binário que emite pulsos de luz à medida que as duas estrelas interagem. O sistema binário primitivo está localizado na região IC 348 da nuvem molecular de Perseu e foi incluído no estudo pela equipa de Berkeley/Harvard.
Crédito: NASA, ESA e J. Muzerolle, STScI
Os astrónomos até procuraram uma companheira do nosso Sol, uma estrela a que apelidaram Némesis porque era suposto ter pontapeado um asteroide até à órbita da Terra, asteroide este que colidiu com o nosso planeta e exterminou os dinossauros. Nunca a encontrámos.
A nova asserção baseia-se num levantamento, no rádio, de uma nuvem molecular gigante repleta de estrelas recém-formadas na direção da constelação de Perseu e num modelo matemático que pode explicar as observações de Perseu somente se todas as estrelas parecidas com o Sol nascerem com uma companheira.
"Estamos a dizer que sim, provavelmente existiu uma estrela Nêmesis há muito tempo atrás," comenta o coautor Steven Stahler, astrônomo da Universidade da Califórnia, em Berkeley.
"Executamos uma série de modelos estatísticos para ver se podíamos explicar as populações relativas de jovens estrelas individuais e duplas de todas as separações na nuvem molecular de Perseu, e o único modelo que consegue reproduzir os dados é aquele no qual todas as estrelas formaram inicialmente binários largos. Estes sistemas, então, ou diminuíram de separação ou separaram-se num espaço de um milhão de anos."
Neste estudo, "largo" significa que as duas estrelas estão separadas por mais de 500 UA (unidade astronômica, onde 1 UA é a distância média entre o Sol e a Terra, cerca de 150 milhões de quilômetros). Uma companheira larga do nosso Sol estaria 17 vezes mais distante do Sol do que o seu planeta mais distante da atualidade, Neptuno.
Com base neste modelo, o gémeo do Sol provavelmente escapou e misturou-se com todas as outras estrelas na nossa região da Via Láctea, para nunca mais ser visto.
"A ideia de que muitas das estrelas se formam em pares já tinha sido sugerida antes, mas a questão era: quantas?" afirma a autora principal Sarah Sadavoy, cientista do Hubble da NASA e do Observatório Astrofísico do Smithsonian. "Com base no nosso modelo simples, afirmamos que quase todas as estrelas se formam com companheiras. A nuvem de Perseu é geralmente considerada uma típica região de formação de estrelas de baixa massa, mas é necessário verificar o nosso modelo noutras nuvens."
A ideia de que todas as estrelas nascem em "ninhadas" tem implicações para além da formação estelar, incluindo as próprias origens das galáxias, comenta Stahler.
Stahler e Sadavoy divulgaram os seus achados no passado mês de abril no servidor arXiv. O artigo foi aceite para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
As estrelas nasceram em "núcleos densos"
Os astrônomos especulam sobre as origens dos sistemas binários e múltiplos há já centenas de anos e, nos últimos anos, criaram simulações de computador do colapso de massas de gás para compreender como é que se podem condensar, sob a gravidade, para formar estrelas. Também simularam a interação de muitas estrelas jovens recentemente libertadas das suas nuvens gasosas. Há alguns anos, uma dessas simulações de computador, por Pavel Kroupa da Universidade de Bona, Alemanha, levou-o a concluir que todas as estrelas nasciam como binárias.
No entanto, as evidências diretas permanecem escassas. À medida que os astrônomos procuram estrelas cada vez mais jovens, encontram uma proporção maior de binários, mas o porquê ainda é um mistério.
"O cerne da questão é que nunca ninguém tinha olhado antes, de forma sistemática, para a relação entre as estrelas jovens e as nuvens que as formam," salienta Stahler. "O nosso trabalho é um passo em frente na compreensão de como os binários se formam e também no papel que os binários desempenham na evolução estelar precoce. Pensamos agora que a maioria das estrelas, que são bastante semelhantes ao nosso próprio Sol, formam-se em sistemas binários. Acho que temos as evidências mais fortes, até à data, para tal afirmação."
Segundo Stahler, os astrônomos já sabem há várias décadas que as estrelas nascem dentro de casulos em forma de ovo chamados núcleos densos, espalhados por imensas nuvens frias de hidrogênio molecular, o berçário das jovens estrelas. Através de um telescópio ótico, estas nuvens parecem buracos no céu estrelado, porque a poeira que acompanha o gás bloqueia a luz tanto das estrelas no seu interior como das estrelas no plano de fundo. As nuvens podem, no entanto, ser estudadas por radiotelescópios, dado que os frios grãos de poeira no seu interior emitem radiação nestas frequências e as ondas de rádio não são bloqueadas pela poeira.
A nuvem molecular de Perseu é um desses berçários estelares, localizada a cerca de 600 anos-luz da Terra e mede aproximadamente 50 anos-luz de diâmetro. O ano passado, uma equipa de astrônomos completou um estudo com o VLA (Very Large Array), uma rede de radiotelescópios no estado norte-americano do Novo México, para observar a formação de estrelas dentro da nuvem. Com o nome VANDAM, foi o primeiro levantamento completo de todas as estrelas jovens numa nuvem molecular, isto é, estrelas com menos de 4 milhões de anos, incluindo estrelas individuais e múltiplas com separações até mais ou menos 15 UA. Este levantamento catalogou todas as estrelas múltiplas com uma separação aproximadamente equivalente ao raio da órbita de Úrano - 19 UA - do nosso Sistema Solar.
Stahler ouviu falar do levantamento depois de abordar Sadavoy, membro da equipa VANDAM, pedindo a sua ajuda para observar estrelas jovens dentro de núcleos densos. O levantamento VANDAM produziu um censo de todas as estrelas da Classe 0 - aquelas com menos de 500.000 anos - e da Classe I - aquelas entre 500.000 e 1 milhão de anos. Ambos os tipos de estrelas são tão jovens que ainda não queimam hidrogênio para produzir energia.
Sadavoy pegou nos resultados do VANDAM e combinou-os com observações adicionais que revelam os casulos em forma de ovo ao redor das estrelas jovens. Estas observações adicionais provêm do Levantamento Gould Belt com a câmara SCUBA-2 acoplada ao Telescópio James Clerk maxwell no Hawaii. Ao combinar estes dois conjuntos de dados, Sadavoy foi capaz de produzir um censo robusto das populações binárias e individuais em Perseu, totalizando 55 estrelas jovens em 24 sistemas múltiplos, todos binários à exceção de cinco, e 45 sistemas individuais.
Usando estes dados, Sadavoy e Stahler descobriram que todos os sistemas binários amplamente separados - aqueles com estrelas separadas por mais de 500 UA - eram sistemas muito jovens, contendo duas estrelas de Classe 0. Estes sistemas também tendem a estar alinhados com o eixo longo do núcleo denso em forma de ovo. As estrelas binárias ligeiramente mais velhas, de Classe I, estavam mais próximas umas das outras, muitas separadas por cerca de 200 UA, e não apresentavam a tendência para se alinhar com o eixo longo do ovo.
"Isto não tinha sido visto antes ou sequer testado, e é superinteressante," comenta Sadavoy. "Nós ainda não sabemos exatamente o que significa, mas não é aleatório e deve dizer algo sobre a forma como os binários largos se formam."
Os núcleos em forma de ovo colapsam em dois centros
Stahler e Sadavoy modelaram matematicamente vários cenários para explicar esta distribuição estelar, assumindo a formação típica, a separação e os tempos de encolhimento orbital. Eles concluíram que a única maneira de explicar as observações passa por assumir que todas as estrelas com massas parecidas à do Sol começam como binários largos de Classe 0 em núcleos densos em forma de ovo, e que aproximadamente 60% dos sistemas duplos se separam ao longo do tempo. O resto encolhe para formar binários íntimos.
"À medida que o ovo contrai, a sua parte mais densa é no meio e isso forma duas concentrações de densidade ao longo do eixo," explica. "Estes centros de maior densidade, em algum ponto, colapsam sobre si mesmos graças à sua auto gravidade e formam estrelas de Classe 0."
"Na nossa perspetiva, as estrelas individuais de baixa massa, parecidas com o Sol, não são primordiais," acrescenta Stahler. "São o resultado da dissolução de binários."
A sua teoria implica que cada núcleo denso, que tipicamente corresponde a algumas massas solares, converte duas vezes mais material em estrelas do que se pensava anteriormente.
Stahler há já mais de 20 anos que pede aos radioastrônomos para compararem núcleos densos com as suas jovens estrelas embebidas, a fim de testar as teorias de formação de estrelas binárias. Os novos dados e o novo modelo são um começo, diz, mas é necessário mais trabalho para entender a física por trás.
Tais estudos podem vir em breve, porque as capacidades do agora atualizado VLA e do ALMA no Chile, além do levantamento com o SCUBA-2 no Hawaii, "estão finalmente a fornecer-nos os dados e as estatísticas que precisamos. Isto vai mudar a nossa compreensão dos núcleos densos e das estrelas embebidas no seu interior," conclui Sadavoy.

JÚPITER É PROVAVELMENTE O PLANETA MAIS ANTIGO DO SISTEMA SOLAR

Júpiter não só é o maior planeta do Sistema Solar, como é também o mais antigo.
Crédito: NASA 
Um grupo internacional de cientistas descobriu que Júpiter é o planeta mais antigo do nosso Sistema Solar.
Ao estudar isótopos de tungsténio e molibdénio em meteoritos ferrosos, a equipa constituída por cientistas do Laboratório Nacional Lawrence Livermore, no estado norte-americano da Califórnia, e do Instituto de Planetologia da Universidade de Monastério, Alemanha, descobriu que os meteoritos são compostos por dois reservatórios nebulosos, geneticamente distintos, que coexistiram, mas permaneceram separados entre 1 e 3-4 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.
"O mecanismo mais plausível para esta separação eficiente é a formação de Júpiter, abrindo um intervalo no disco de acreção e impedindo a troca de material entre os dois reservatórios," comenta Thomas Kruijer, autor principal do artigo publicado na edição de 12 de junho da revista Proceedings of the National Academy of Sciences. Anteriormente da Universidade de Monastério, Kruijer está agora no laboratório norte-americano. "Júpiter é o planeta mais antigo do Sistema Solar e o seu núcleo sólido formou-se bem antes do gás da nebulosa solar se dissipar, o que é consistente com o modelo de acreção do núcleo para a formação do planeta gigante."
Júpiter é o planeta mais massivo do Sistema Solar e a sua presença teve um efeito imenso sobre a dinâmica do disco de acreção solar. A determinação da idade de Júpiter é fundamental para compreender como é que o Sistema Solar evoluiu em direção à sua arquitetura atual. Embora os modelos prevejam que Júpiter se tenha formado relativamente cedo, até agora, a sua formação nunca tinha sido datada.
"Não temos amostras de Júpiter, em contraste com outros corpos como a Terra, Marte, a Lua e asteroides," explica Kruijer. "No nosso estudo, usámos assinaturas isotópicas de meteoritos (que são derivados dos asteroides) para inferir a idade de Júpiter."
A equipa mostrou, através de análises isotópicas de meteoritos, que o núcleo sólido de Júpiter se formou apenas cerca de 1 milhão de anos após o início da história do Sistema Solar, tornando-o o planeta mais antigo. Através da sua rápida formação, Júpiter agiu como uma barreira efetiva contra o transporte interno de material no disco, potencialmente explicando porque é que o nosso Sistema Solar não possui nenhuma super-Terra (um exoplaneta com uma massa superior à da Terra).
A equipa descobriu que o núcleo de Júpiter cresceu até 20 massas terrestres em apenas 1 milhão de anos, seguido de um crescimento mais prolongado até 50 massas terrestres até pelo menos 3-4 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.
As teorias anteriores propuseram que os gigantes gasosos como Júpiter e Saturno envolviam o crescimento de grandes núcleos sólidos entre mais ou menos 10 a 20 massas terrestres, seguido da acumulação de gás sobre esses núcleos. Assim, a conclusão foi que os núcleos dos gigantes gasosos devem ter-se formado antes da dissipação da nebulosa solar - o disco circunstelar de gás e poeira que rodeava o jovem Sol -, o que provavelmente ocorreu entre 1 e 10 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.
No trabalho, a equipa confirmou as teorias anteriores, mas foi capaz de datar Júpiter com muito maior precisão, até 1 milhão de anos usando as assinaturas isotópicas dos meteoritos.
Embora esta rápida acreção dos núcleos tenha sido já modelada, não era possível datar a sua formação.
"As nossas medições mostram que o crescimento de Júpiter pode ser datado usando o património genético distinto e os tempos de formação dos meteoritos", salienta Kruijer.
A maioria dos meteoritos deriva de pequenos corpos localizados na cintura de asteroides principal entre Marte e Júpiter. Originalmente, estes corpos provavelmente formaram-se numa banda muito maior de distâncias heliocêntricas, como sugerido pelas distintas composições químicas e isotópicas dos meteoritos e pelos modelos dinâmicos, indicando que a influência gravitacional dos gigantes gasosos levou à dispersão de corpos pequenos na cintura de asteroides.

VST OBSERVA 3 EM 1

 
Dois dos residentes mais famosos do céu dividem os holofotes com um vizinho menos conhecido, nesta enorme imagem de 3 bilhões de pixels obtida pelo Telescópio de Rastreio do VLT do ESO (VST). À direita vemos a tênue nuvem de gás brilhante conhecida por Sharpless 2-54, no centro temos a Nebulosa da Águia e à esquerda encontra-se a Nebulosa Ômega. Este trio cósmico constitui apenas uma parte do vasto complexo de gás e poeira, no qual estão se formando novas estrelas, as quais iluminam os seus arredores.
Sharpless 2-54, Nebulosa da Águia e Nebulosa Ômega situam-se a cerca de 7000 anos-luz de distância — as duas primeiras encontram-se na constelação da Serpente, enquanto a última se situa no Sagitário. Esta região da Via Láctea abriga uma enorme nuvem de material pronto para formar estrelas. Estas três nebulosas indicam onde é que regiões desta nuvem se compactaram e colapsaram para formar novas estrelas; a radiação energética emitida pelas estrelas recém formadas dá origem à emissão de radiação por parte do gás ambiente, o qual apresenta o característico tom rosado das regiões ricas em hidrogênio.
Dois dos objetos da imagem foram descobertos de forma semelhante. Os astrônomos descobriram primeiro aglomerados de estrelas brilhantes tanto em Sharpless 2-54 como na Nebulosa da Águia, identificando posteriormente as enormes e comparativamente fracas nuvens de gás em redor dos aglomerados. No caso da Sharpless 2-54, o astrônomo britânico William Herschel notou inicialmente o seu brilhante aglomerado estelar em 1784. Este aglomerado, catalogado como NGC 6604 (eso1218) aparece nesta imagem à esquerda do objeto. A nuvem de gás tênue associada permaneceu desconhecida até os anos 1950, quando o astrônomo americano Steward Sharpless a descobriu em fotografias do Atlas do Céu National Geographic-Palomar.
A Nebulosa da Águia não teve que esperar tanto tempo para ser reconhecida em toda a sua glória. O astrônomo suíço Philippe Loys de Chéseaux descobriu inicialmente o seu aglomerado estelar brilhante, NGC 6611, em 1745 ou 1746 (eso0142). Algumas décadas mais tarde, o astrônomo francês Charles Messier observou esta região do céu e também documentou a nebulosidade aí presente, registrando o objeto no seu famoso catálogo com o número 16 — Messier 16 (eso0926).
Com relação à Nebulosa Ômega, de Chéseaux conseguiu observar o seu brilho mais proeminente, tendo identificado o objeto como uma nebulosa em 1745. No entanto, como o catálogo do astrônomo suíço nunca atingiu grande notoriedade, a redescoberta da Nebulosa ômega por Messier em 1764 levou a que o objeto ficasse conhecido por Messier 17, o número 17 do popular catálogo do astrônomo francês (eso0925).
As observações que deram origem a esta imagem foram obtidas pelo Telescópio de Rastreio do VLT do ESO (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. A enorme imagem final foi criada a partir de dezenas de imagens — cada uma com 256 milhões de pixels — capturadas pela OmegaCAM, a câmera de grande formato do telescópio. O resultado final, após um longo processamento, totaliza 3,3 bilhões de pixels, uma das maiores imagens já divulgadas pelo ESO.

CYGNUS A: EXPLOSÕES DE CAOS E ENERGIA OBSERVADOS POR TELESCÓPIO CHANDRA

Cygnus A:

Crédito: NASA / UMD / A.Wilson et al.
Esta imagem de Chandra mostra uma cavidade gigante em forma  retangular (região interior amarela / laranja clara) dentro de um gás quente emissor que está emitindo raios-X que envolve o galáxia Cygnus A.
A cavidade no gás quente foi criada por dois jatos potentes emitidos no buraco negro central Região no núcleo do Cygnus A.
O gás quente está sendo empilhado em torno da cavidade, uma vez que se expande continuamente, criando uma borda brilhante de emissão de raios-X (área externa de laranja brilhante).
O Cygnus A não está sozinho em seu bairro galáctico, mas é um membro de um grande cluster contendo muitas galáxias.
Extremamente quente com temperaturas de (dezenas de milhões de graus Celsius) o gás está espalhado entre as galáxias no cluster embora tenha uma densidade muito baixa, este gás proporciona resistência suficiente para diminuir o avanço externo dos jatos de partículas do buraco negro de  Cygnus A. Os próprios jatos terminam em rádio e raios-X que emitem "pontos quentes" a cerca de 300.000 anos-luz do centro  da galáxia.
Fatos rápidos para Cygnus A:
Crédito NASA / UMD / A.Wilson et al.
Escala A imagem é de 3,3 x 2 arcmin.
Categoria Quasares e galáxias ativas
Coordenadas (J2000) RA 19h 59m 28.30s | Dec + 40 44 '02.00
constelação Cygnus
Datas de Observação 21 de maio de 2000
Tempo de Observação 9 horas
Obs. IDs 360
Instrumento ACIS
Estimativa de distância 700 milhões de anos-luz

ABEL 1795: CHANDRA OBSERVA FLUXO DE RESFRIAMENTO GALÁTICO

Crédito: NASA / IoA / AC Fabian et al.
Como uma colher movendo-se através de sopa quente, a galáxia elíptica maciça perto do topo desta imagem cortou uma faixa em todo o gás denso e quente neste agrupamento de galáxias lotado conhecido como Abell 1795. Esta imagem de observação de raios X de Chandra suavizada do conjunto de galáxias A1795 mostra um filamento brilhante com cerca de 200 mil anos-luz de comprimento. O gás nesta estrutura é mais denso e mais frio (30 milhões em comparação com 50 milhões de graus) do que o gás circundante. O filamento provavelmente foi causado quando uma enorme galáxia elíptica (mancha branca na cabeça do filamento) se moveu através do núcleo do cluster.
As galáxias mais observadas no universo aparecem em grupos que variam de pares simples e trios a conjuntos complexos de milhares. Os cientistas acham esses cachos imersos em halos de gás quente. Com o tempo, esse gás "intracluster" perde energia através de radiação de raios-X, esfria e flui para o núcleo denso de um cluster onde pode formar estrelas. Este fenômeno é conhecido como um "fluxo de resfriamento".
Fatos rápidos para Abell 1795:
Crédito NASA / IoA / AC Fabian et al.
Escala A imagem é de 75 arcsec.
Categoria Grupos e Clusters de Galáxias
Coordenadas (J2000) RA 13h 48m 52.70s | Dec + 26 ° 35 '27 "
constelação Boötes
Datas de Observação 20 de dezembro de 1999 e 21 de março de 2000
Tempo de Observação 27 horas
Obs. IDs 493, 494
Código de cores Intensidade
Instrumento ACIS

GRB 991216: OBSERVATÓRIO CHANDRA DESVENDA RAJADAS DE RAIOS GAMA NO UNIVERSO PROFUNDO

GRB 991216  Crédito: NASA / CNR / L.Piro et al.
Esta imagem composta mostra o espectro de raios-X e a imagem CCD da explosão de raios gama (GRB) conhecida como GRB991216. Uma equipe internacional usou a Chandra para observar linhas de emissão de ferro do material ejetado em torno de GRB991216, as primeiras linhas de emissão associadas a GRBs foram detectadas inequivocamente e suas propriedades foram medidas com precisão em comprimentos de onda de raios-X. Esses dados reforçam que os GRBs são o resultado de uma "hipernova", uma estrela gigantesca colapsando sobre si mesmo sob seu próprio peso.
Enquanto os resplendores de GRB foram estudados nos regimes óptico, de rádio e de raios-X há algum tempo, foram necessárias observações de raios-X de alta precisão para detectar o meio denso e maciço que existiria se o cenário de um progenitor maciço fosse verdade. Com Chandra, os cientistas acreditam que estão vendo a emissão de ferro que se prevê se o meio circundante se tornar fortemente ionizado e a recombinação ocorre depois de ser atingida com a radiação produzida pelo GRB e seu pós-brilho.
Chandra observou o GRB991216 em 18 de dezembro de 1999, usando o Espectrômetro de Grade de Alta Energia (HETG) em conjunto com o Espectrômetro de Imagem CCD Avançado (ACIS) por 3,4 horas.
Dados rápidos para GRB 991216:
Crédito NASA / CNR / L.Piro et al.
Escala A imagem está em frente.
Categoria Objetos Diversos
Coordenadas (J2000) RA 05h 09m 31.20s | Dec + 11 ° 17 '06.00 "
constelação Peixes
Datas de Observação 18 de dezembro de 1999
Tempo de Observação 3 horas
Instrumento HETG
Estimativa de distância 8 bilhões de anos-luz

DESCOBERTOS MAIS DOIS NOVOS SATÉLITES EM JÚPITER QUE CHEGAM AO TOTAL DE 69

Com a chegada de telescópios gigantescos, munidos de detectores ultra sensíveis, diversos objetos que antes eram impossíveis de serem detectados estão sendo encontrados ao longo dos últimos anos. Para se ter uma ideia, entre os anos de 2000 e 2003, 46 novos satélites naturais foram encontrados ao redor de Júpiter - mais de dois terços do total do planeta!
E agora, o astrônomos Scott Sheppard do Instituto de Ciências Carnegie, adicionou mais dois membros para a extensa família de Júpiter, fazendo subir o número para 69. O anúncio foi feito recentemente, revelando S/2016 J 1 e S/2017 J 1 ("S" para satélite e "J" para Júpiter).
"Continuamos nossa pesquisa buscando objetos muito distantes no Sistema Solar externo, o que inclui a busca pelo Planeta X, e Júpiter acabou por estar na área de observação entre 2016 e 2017", explica Sheppard.
Com magnitudes próximas a 24, essas luas devem ter cerca de 1 ou 2 km de diâmetro, portanto, o que conhecemos até agora é basicamente as suas órbitas.
S/2016 J 1
Sheppard descobriu esse satélite durante observações feitas em 8 de março de 2016, com o telescópio refletor Magellan-Baade de 6,5 m, no Observatório Las Campanas, no Chile. Sua órbita está a uma distância média de Júpiter de 20.600.000 km, e é alongada, com uma inclinação de 140° e excentricidade de 0,14. Essa lua leva 1,6 anos para completar uma volta ao redor do planeta.
Para traçar a órbita do satélite S/2016 J 1 com maior precisão, Sheppard contou com a ajuda de David Tholen, da Universidade do Havaí, e Chadwick Trujillo, da Universidade Northern Arizona, observaram o satélite com o telescópio refletor Subaru de 8.2 m, em Mauna Kea, no Havaí.

Animação mostra imagens registradas por Scott Sheppard dos satélites S/2016 J 1 (esquerda) e S/2017 J 1 (direita). Créditos: Scott Sheppard
Sheppard e Trujillo registraram o segundo novo achado em 23 de março de 2017, usando o venerável refletor Victor Blanco de 4 m no Observatório Interamericano do Cerro Tololo, no Chile. Ele também apareceu em imagens registradas pelo Subaru em 2016, o que permitiu a confirmação de sua existência. Essa lua também está longe de Júpiter, a uma distância média de 23.500.000 km. Nesta órbita altamente alongada, com uma inclinação de 149 ° e excentricidade de 0,40, a lua S/2017 J 1 leva 2 anos para completar uma órbita em torno de Júpiter.
Ambas as descobertas, assim como a maioria das luas de Júpiter, realizam órbitas retrógradas, com inclinações superiores a 90°, o que significa que elas se movem na direção oposta à da rotação do planeta. Essas órbitas distantes e irregulares sugerem que esses objetos se formaram em outros locais do Sistema Solar externo, e que foram capturados ao passar próximo de Júpiter no passado.

Orbitas retrogradas dos satelites de Jupiter
Gráfico mostra as órbitas progressivas (em azul) e as órbitas retrógradas (em laranja) dos satélites de Júpiter.  Créditos: Scott Sheppard / Tradução: Galeria do Meteorito
De acordo com uma avaliação feita por Marina Brozović e Robert A. Jacobson, do Laboratório de Propulsão a Jato, da NASA, 11 dos satélites irregulares de Júpiter têm órbitas tão pouco conhecidas que são considerados como "objetos perdidos".
No entanto, essa realidade pode mudar... ou melhor: já está mudando. Sheppoard e Trujillo examinaram a região em torno de Júpiter e conseguiram recuperar informações dos satélites S/2003 J 5, S/2003 J 15 e S/2003 J 18, bem como melhorar o traçado da órbita de S/2011 J 2
"Nós certamente recuperamos cinco das luas perdidas", diz Sheppard. "Nós temos mais algumas luas de Júpiter em nossas novas observações de 2017 e provavelmente teremos encontrado todas as luas perdidas em nossas novas observações."
Ainda assim, certamente existem dezenas de satélites de Júpiter que ainda não foram encontrados, isso sem contar com novos objetos que o planeta gigante pode capturar de tempos em tempos. Haja gravidade!
Imagens: (capa-ilustração/Richard Cardial)

OBSERVAÇÕES COMPROVAM QUE 6 HEBE NÃO É A MÃE DOS METEORITOS

A região entre Marte e Júpiter encontra-se repleta de mundos rochosos chamados asteroides. 
Estima-se que esta cintura de asteroides contenha milhões de pequenos corpos rochosos, sendo que cerca de 1,1 a 1,9 milhões destes objetos têm dimensões superiores a um quilômetro. Pequenos fragmentos destes corpos caem frequentemente na Terra sob a forma de meteoritos. Curiosamente, 34% de todos os meteoritos encontrados na Terra são de um tipo particular: condritos-H. Pensa-se que estes meteoritos têm origem em um mesmo corpo progenitor e um potencial suspeito é o asteroide 6 Hebe, o qual pode ser visto nesta imagem.
Com aproximadamente 186 km de diâmetro e com o nome da deusa grega da juventude, 6 Hebe foi o sexto asteroide a ser descoberto, em meados do século XIX. Estas imagens foram obtidas durante um estudo deste mini-mundo feito com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope do ESO, estudo este que pretendia testar a ideia de que os condritos-H teriam origem vinda de 6 Hebe.
Os astrônomos modelizaram a rotação e a forma 3D do 6 Hebe, ambas reconstruídas a partir das observações e usaram o modelo tridimensional para determinar o volume da maior depressão em 6 Hebe muito provavelmente uma cratera de impacto de uma colisão que poderia ter criado vários meteoritos. No entanto, o volume da depressão é 5 vezes menor do que o volume total das famílias de asteroides próximos com composição de condritos-H, o que sugere que o 6 Hebe não é afinal a origem provável dos condritos-H.
Artigo científico
Crédito: ESO/M. Marsset

A VERDADEIRA FORMA DO BUMERANGUE

Esta Fotografia da Semana mostra a Nebulosa do Bumerangue, uma nebulosa protoplanetária, observada pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). A estrutura de fundo em violeta, obtida no óptico pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA, mostra uma forma clássica de lóbulo duplo com uma região central muito estreita. A capacidade do ALMA em observar o gás molecular frio revela a forma mais alongada da nebulosa (em laranja).
Desde 2003 que esta nebulosa, localizada a cerca de 5000 anos-luz de distância da Terra, detém o recorde do objeto mais frio conhecido no Universo. Acredita-se que a nebulosa formou-se a partir do envelope de uma estrela nas fases finais da sua vida, a qual teria engolido uma companheira binária menor. É bem possível que esta seja a causa dos fluxos muito frios que apresenta, os quais se encontram iluminados pela luz da estrela central moribunda.
O ALMA observou o disco de poeira central da nebulosa e os fluxos mais externos, que atingem distâncias de quase 4 anos-luz no céu. Estes fluxos encontram-se ainda mais frios que a radiação cósmica de fundo, atingindo temperaturas abaixo dos -270ºC. Estes fluxos expandem-se a uma velocidade de 590 000 km/h.
Crédito:
ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/R. Sahai

ALMA EXPLORA DISCO DE RESTOS DE FORMALHAUT

Fomalhaut é uma das estrelas mais brilhantes do céu. A cerca de 25 anos-luz de distância, esta estrela encontra-se muito perto de nós, podendo ser observada a brilhar intensamente na constelação do Peixe Austral. 
Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a Fomalhaut (ao centro) circundada por um anel de restos poeirentos — é a primeira vez que uma imagem assim é capturada a tão elevada resolução e sensibilidade nos comprimentos de onda milimétricos.
O disco da Fomalhaut é constituído por uma mistura de gás e poeira cósmica de cometas do sistema Fomalhaut (exocometas), libertados quando os exocometas passam uns pelos outros ou chocam entre si. Este meio turbulento assemelha-se a um período primordial do nosso Sistema Solar conhecido por Bombardeamento Intenso Tardio, que ocorreu há cerca de 4 mil milhões de anos atrás. Nesta altura um grande número de objetos rochosos viajava pelo Sistema Solar interior e colidia com os jovens planetas terrestres, incluindo a Terra, formando assim inúmeras crateras de impacte — muitas das quais permanecem visíveis ainda hoje nas superfícies de planetas como Mercúrio e Marte.
Sabe-se que a Fomalhaut se encontra rodeada por vários discos de restos — o que se vê nesta imagem do ALMA é o disco mais externo. O anel situa-se a aproximadamente 20 mil milhões de km da estrela central e tem cerca de 2 mil milhões de km de espessura. Um tal anel relativamente estreito e excêntrico só pode ser produzido pela influência gravitacional de planetas no sistema, tal como a influência gravitacional de Júpiter sobre a nossa cintura de asteroides. Em 2008 o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA descobriu o famoso exoplaneta Fomalhaut b a orbitar no interior deste disco, no entanto o planeta não é visível nesta imagem ALMA.
Crédito:  ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/L. Matrà/M. A. MacGregor

JÚPITER TAMBÉM TEM UMA GRANDE MANCHA FRIA

Grande Mancha fria de Júpiter  Estranho fenômeno atmosférico de Júpiter acaba de ser descoberto, mas pode ser tão antigo quanto o próprio planeta...
Júpiter é famoso por sua Grande Mancha Vermelha - uma tempestade com o dobro do diâmetro da Terra que se estende sobre a superfície do gigante de gás. Mas agora, os pesquisadores descobriram que existe um segundo grande evento, quase tão grande quanto a Mancha Vermelha, mas que é causado por suas intensas auroras: a Grande Mancha Fria! O novo trabalho foi publicado na revista Geophysical Research Letters.
Os pesquisadores detectaram pela primeira vez a Grande Mancha Fria através de dados do Very Large Telescope, no Chile, e continuaram a rastreá-lo durante um período de 15 anos com observações de outro telescópio. A Grande Mancha Fria tem um diâmetro de 24.000 por 12.000 km, e está cerca de 200°C mais frio do que a área ao seu redor na atmosfera superior. Embora desapareça de vez em quando, ela volta a se formar junto com as brilhantes auroras do planeta.

A recém descoberta Grande Mancha Fria de Júpiter, presente em sua atmosfera, aparece nas cores escuras no centro desse mapa de emissão criado por um telescópio da NASA no Havaí.
Créditos: Tom Stallard
"A Grande Mancha Fria é muito mais volátil do que a Grande Mancha Vermelha, mudando drasticamente em forma e tamanho em questão de dias ou semanas, mas sempre reaparece", disse Tom Stallard, astrônomo planetário da Universidade de Leicester, no Reino Unido, e autor principal do novo trabalho.
A Grande Mancha Fria provavelmente é formada como um subproduto das espetaculares auroras do planeta, disseram os pesquisadores, e que, devido à forma como ela sempre reaparece, pode ser extremamente antiga, tanto quando as próprias auroras.
Assim como acontece na Terra, a luz brilhante das auroras de Júpiter surge através de partículas eletricamente carregadas que colidem com a atmosfera do planeta perto de seus pólos norte e sul, guiadas pelo campo magnético do planeta. Mas as auroras de Júpiter são muito mais constantes e intensas, além de serem alimentadas também por partículas provenientes de suas luas.
De acordo com a nova pesquisa, a aurora deposita energia na atmosfera de Júpiter, aquecendo-a até que haja uma grande disparidade de calor entre o topo da atmosfera e a parte mais abaixo. Esse evento parece criar um vórtice na atmosfera, dando lugar a uma região mais fria ao redor das auroras.
Tom Stallard disse que um efeito semelhante pode ser encontrado perto das auroras da Terra, mas numa intensidade muito menor. "Os fluxos atmosféricos gerados pelas auroras da Terra podem conduzir o calor rapidamente por todo o planeta, fazendo com que a atmosfera superior perceba essa mudança, enquanto que a rotação de Júpiter, por ser tão rápida, apriiona essa energia mais perto dos polos", disse ele.
Os pesquisadores ficaram surpresos ao encontrar a Grande Mancha Fria, e continuarão a investigá-la enquanto buscam por evidências de outros eventos atmosféricos. A combinação de suas observações terrestres com aquelas feitas pela nave espacial Juno deve fornecer muito mais informações sobre o clima do gigante Júpiter.
Imagens: (capa-NASA) / Tom Stallard / divulgação

R AQUARII : OBSERVADO UM RELACIONAMENTO ESTRELAR VOLÁTIL

R Aquarii é um sistema contendo uma anã branca e um gigante vermelho variável "Mira" em órbita um ao redor do outro.
Ao longo dos 17 anos das operações de Chandra, o telescópio observou muitas vezes o sistema R Aquarii.
Este novo composto contém dados ópticos (vermelho) e dados de raios X de Chandra (azul).
Os dados de Chandra ajudam os astrônomos a entender melhor como esse par estelar volátil interage uns com os outros.
Na biologia, a "simbiose" refere-se a dois organismos que vivem próximos e interagem uns com os outros. Os astrônomos estudaram há muito uma classe de estrelas - chamadas de estrelas simbióticas - que coexistem de maneira semelhante. Usando dados do Observatório de raios-X da Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos estão obtendo uma melhor compreensão de quão volátil este relacionamento estelar íntimo pode ser.
R Aquarii (R Aqr, para abreviar) é uma das mais conhecidas das estrelas simbióticas. Localizado a uma distância de cerca de 710 anos-luz da Terra, suas mudanças de brilho foram percebidas a olho nu há quase mil anos. Desde então, os astrônomos estudaram esse objeto e determinaram que R Aqr não é uma estrela, mas dois: uma anã branca pequena e densa e uma estrela vermelha e gigante .
A estrela gigante vermelha tem suas próprias propriedades interessantes. Em bilhões de anos, nosso Sol se transformará em um gigante vermelho uma vez que esvazie o combustível nuclear de hidrogênio em seu núcleo e começa a se expandir e esfriar. A maioria dos gigantes vermelhos são plácidos e calmos, mas alguns pulsam com períodos entre 80 e 1.000 dias como a estrela Mira e sofrem grandes mudanças de brilho. Este subconjunto de gigantes vermelhos é chamado de "variáveis ​​Mira".
O gigante vermelho em R Aqr é uma variável Mira e sofre mudanças constantes no brilho por um fator de 250 como ele pulsa, ao contrário de seu companheiro anão branco que não pulsa. Existem outras diferenças marcantes entre as duas estrelas. A anã branca é cerca de dez mil vezes mais fraca do que a gigante vermelha. A anã branca tem uma temperatura superficial de cerca de 20.000 K enquanto a variável Mira tem uma temperatura de cerca de 3.000 K. Além disso, a anã branca é um pouco menos maciça do que sua companheira, mas porque é muito mais compacta, seu campo gravitacional é mais forte. A força gravitacional da anã branca afasta as camadas exteriores da variável Mira para a anã branca e sobre a superfície.
Ocasionalmente, material suficiente irá se acumular na superfície da anã branca para desencadear a fusão termonuclear de hidrogênio . A liberação de energia deste processo pode produzir uma nova, uma explosão assimétrica que sopra as camadas externas da estrela a velocidades de dez milhões de milhas por hora ou mais, bombeando energia e material para o espaço. Um anel externo de material fornece pistas sobre essa história de erupções. Os cientistas pensam que uma nova explosão no ano 1073 produziu esse anel. A evidência para esta explosão vem de dados de telescópio óptico, de registros coreanos de uma estrela "convidada" na posição de R Aqr em 1073 e informações de núcleos de gelo da Antártida. Um anel interno foi gerado por uma erupção no início da década de 1770. Os dados ópticos (vermelho) em uma nova imagem composta de R Aqr mostram o anel interno.
Uma vez que Chandra lançou em 1999 , os astrônomos começaram a usar o telescópio de raios-X para monitorar o comportamento de R Aqr, dando-lhes uma melhor compreensão do comportamento de R Aqr nos últimos anos. Os dados de Chandra (azul) neste composto revelam um jato de emissão de raios X que se estende para a parte superior esquerda. Os raios-X provavelmente foram gerados por ondas de choque, semelhantes aos boquetes sônicos em torno de planos supersônicos, causados ​​pelo material envolvente que atinge o jato.
Como os astrônomos fizeram observações de R Aqr com Chandra ao longo dos anos, em 2000, 2003 e 2005, eles viram mudanças neste jato. Especificamente, as gotas de emissão de raios-X estão se afastando do par estelar a velocidades de cerca de 1,4 milhão e 1,9 milhão de milhas por hora. Apesar de viajar a uma velocidade mais lenta do que o material ejetado pela nova, os jatos encontram pouco material e não diminuem a velocidade. Por outro lado, a matéria da nova varre muito mais material e diminui significativamente, explicando por que os anéis não são muito maiores do que os jatos.

Time-lapse de R Aqr
Usando as distâncias das bolhas do binário e assumindo que as velocidades permaneceram constantes, uma equipe de cientistas do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) em Cambridge, Massachusetts, estimou que as erupções nas décadas de 1950 e 1980 produziram as gotas . Essas erupções foram menos energéticas e não tão brilhantes como a nova explosão em 1073.
Em 2007, uma equipe liderada por Joy Nichols da CfA relatou a possível detecção de um novo jato em R Aqr usando os dados Chandra. Isso implica que outra erupção ocorreu no início dos anos 2000. Se esses eventos menos poderosos e mal compreendidos repetirem a cada poucas décadas, o próximo será devido nos próximos 10 anos.
Alguns sistemas de estrelas binárias contendo anãs brancas foram observados para produzir novas explosões em intervalos regulares. Se R Aqr é uma dessas novas recorrentes, e o espaçamento entre os eventos 1073 e 1773 se repete, a nova explosão nova não deve ocorrer novamente até a década de 2470. Durante esse evento, o sistema pode se tornar várias centenas de vezes mais brilhante, tornando-o facilmente visível a olho nu e colocando-o entre as várias dezenas de estrelas mais brilhantes.
Um acompanhamento próximo deste casal estelar será importante para tentar entender a natureza de seu relacionamento volátil.

ASTRÔNOMOS DETECTAM O PLANETA MAIS QUENTE ATÉ HOJE ENCONTRADO

Um exoplaneta recém descoberto parecido com Júpiter é tão quente que está quase sendo vaporizado!
Com uma temperatura de mais de 4.600 Kelvin (4.300 °C), o KELT-9b é um planeta mais quente do que a maioria das estrelas. Mas sua estrela azul, chamada KELT-9, é ainda mais quente, e provavelmente é a responsável pela evaporação do planeta.
"Este é o planeta gigante de gás mais quente já descoberto", disse Scott Gaudi, professor de astronomia da Universidade Estadual de Ohio, nos EUA, que liderou o estudo que foi publicado na revista Nature e detalhado numa reunião da Amercian Astronomical Society, no Texas.
KELT-9b é 2,8 vezes mais maciço do que Júpiter, mas possui apenas metade de sua densidade. O normal seria que o planeta tivesse um tamanho menor, porém, a radiação extrema de sua estrela hospedeira fez com que sua atmosfera inchasse como um balão de gás.
O planeta está em rotação sincronizada com sua estrela, ou seja, assim como a Lua está sempre com a mesma face voltada para a Terra, esse planeta também orbita sua estrela com um lado exposto o tempo todo, enquanto o outro fica escondido, experimentando uma noite infinita. Moléculas como a água, o dióxido de carbono e o metano não podem se formar no lado diurno, porque são bombardeadas por muita radiação ultravioleta. As propriedades do lado escuro ainda são desconhecidas - as moléculas podem até se formar, mas provavelmente apenas temporariamente.

KELT-9b orbitando sua estrela hospedeira  Ilustração artística  Créditos: NASA / JPL
A estrela KELT-9 está a 650 anos-luz da Terra, na constelação de Cygnus, e tem apenas 300 milhões de anos, o que é muito pouco para uma estrela. Ela também é mais do que duas vezes maior e quase duas vezes mais quente do que nosso Sol. Considerando os altos níveis de radiação ultravioleta que o planeta recebe de sua estrela, ele pode até criar uma cauda de material planetário, e ter uma aparência de um cometa gigantesco.
"KELT-9 irradia tanta radiação ultravioleta que pode evaporar completamente o planeta", disse Keivan Stassun, professor de física e astronomia da Universidade Vanderbilt, nos EUA.
Mas a estrela só irá evaporar o planeta se ela não crescer o suficiente para engolir ele... "KELT-9 inchará ao se tornar uma gigante vermelha em alguns milhões de anos", disse Stassun. "As perspectivas de longo prazo para o planeta KELT-9b não são boas".
O exoplaneta também é incomum porque orbita perpendicularmente sua estrela. Além disso, "um ano" nesse planeta dura menos de dois dias.
KELT-9b está longe de ser habitável, mas os cientistas enxergam boas razões para estudar mundos desse tipo
O exoplaneta KELT-9b foi encontrado usando um dos dois telescópios KELT, ou Kilodegree Extremely Little Telescope. Entre o fim de maio e o início de junho de 2016, os astrônomos notaram uma pequena queda no brilho da estrela KELT-9, o que indicava a presença de um planeta. O brilho da estrela sofria alterações a cada 1,5 dias, mostrando que o planeta completa uma volta em torno de sua estrela em menos de 2 dias.
Observações posteriores confirmaram a presença do planeta, revelando o que os astrônomos chamam de Júpiter-Quente - um tipo de planeta que os telescópios KELT são projetados para detectar.
"Esta detecção é um testemunho do poder de descoberta dos pequenos telescópios e da capacidade dos astrônomos amadores de contribuir diretamente para a pesquisa científica de ponta", disse Joshua Pepper, astrônomo e professor assistente de física da Universidade Lehigh, nos EUA, responsável pela construção dos telescópios KELT.
Os astrônomos esperam olhar o planeta KELT-9b mais de perto com outros telescópios, incluindo os espaciais Spitzer e Hubble, e futuramente com o Telescópio Espacial James Webb.
Imagens: (capa-ilustração/NASA) / NASA / JPL

NASA REGISTRA IMAGEM DA TERRA E DA LUA VISTAS DE MARTE

Enquanto orbita o Planeta Vermelho, a nave espacial Mars Reconnaissance Orbiter reservou um pouco de seu precioso tempo para registrar uma imagem fantástica, que mostra o nosso planeta Terra e a Lua com detalhes dos continentes! A imagem é uma combinação de duas exposições realizadas em 20 de novembro de 2016 pela câmera de alta resolução HiRISE.
Terra e Lua vistas de Marte pela sonda MRO Créditos: NASA / MRO / JPL-Caltech
As imagens foram feitas para calibrar os dados e a exposição da câmera HiRISE, já que o brilho da Lua é bem conhecido. Antes de ser apresentada, essa imagem foi processada para otimizar os detalhes visíveis da Terra e da Lua. A Lua, apesar de ser muito brilhante, se mostra muito mais escura do que a Terra, portanto não a veríamos se a escala de brilho fosse a mesma para os dois corpos.

A câmera HiRISE daria um ótimo telescópio de quintal para observarmos o Planeta Vermelho, e estando lá, também podemos utilizá-la para observar outros planetas, inclusive a Terra.
A imagem combinada nos mostra a Terra e a Lua em escala. A distância entre a Terra e a Lua é de aproximadamente 30 vezes o diâmetro da Terra, porém, na imagem ela aparece muito mais próxima do nosso planeta porque a observação foi feita quando a Lua estava quase diretamente atrás da Terra do ponto de vista marciano.
No centro da Terra podemos ver uma característica avermelhada, que é a Austrália. Quando as imagens foram feitas, Marte estava a 205 milhões de quilômetros da Terra, o que não é nada próximo considerando que durante o perigeu (ponto mais próximo da Terra), o Planeta Vermelho pode chegar a cerca de 60 milhões de quilômetros do nosso planeta. Mas foi próximo o suficiente para revelar detalhes inesquecíveis!
Imagens: (capa-NASA) / NASA / MRO / JPL-Caltech / divulgação)

OBSERVADO DOIS BURACOS NEGROS NA GALÁXIA CYGNUS A

Buraco negro supermassivo de uma galáxia está em rota de colisão com outro objeto monstruoso
Uma coisa é certa: será uma colisão colossal!
Dois buracos negros gigantescos estão aparentemente em rota de colisão perto da região central de uma galáxia próxima, revela um estudo aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal.
Os astrônomos descobriram um objeto extremamente brilhante, localizado a cerca de 1.500 anos-luz do buraco negro supermassivo que habita no coração da galáxia Cygnus A, que fica a 800 milhões de anos-luz da Terra.
"Nós acreditamos que encontramos um segundo buraco negro supermassivo nessa galáxia, indicando que ela se fundiu com outra galáxia em um passado recente", disse o co-autor do estudo, Chris Carilli, do Observatório Nacional de Rádio Astronomia (NRAO), nos EUA. "Estes dois provavelmente formam o par de buracos negros supermassivos mais próximos já descobertos, e provavelmente irão se fundir no futuro".
Dois buracos negros na galaxia Cygnus A

Animação mostra imagens em rádio captadas pelo VLA (em laranja) da região central da galáxia Cygnus A, sobrepostas com imagens registradas pelo Telescópio Espacial Hubble.
Créditos: Perley, et al. / NRAO / AUI / NSF / NASA
Os pesquisadores estudaram a galáxia Cygnus A em 2015 e 2016 usando o Very Large Array (VLA), um sistema de radiotelescópios no Novo México. Essas observações revelaram o misterioso objeto brilhante, que não tinha aparecido nas imagens anteriores de Cygnus A, feitas nos anos de 1980 e 1990.
"Para nossa surpresa, encontramos uma nova característica proeminente perto do núcleo da galáxia que não apareceu em nenhuma imagem publicada anteriormente. Essa nova característica é tão brilhante que teríamos visto em observações passadas, se nada tivesse mudado", disse Rick Perley, também co-autor do estudo e do NRAO. "Isso significa que ele deve ter se tornado ativo em algum momento entre 1996 e agora."
Observações adicionais feitas em 2016 pelos radiotelescópios do Very Long Baseline Array, localizado no Novo México, também detectaram o objeto.

Ilustração artística de um buraco negro supermassivo orbitando o buraco negro central da galáxia Cygnus A. Créditos: Bill Saxton / NRAO / AUI / NSF
As imagens no infravermelho capturadas pelo telescópio espacial Hubble da NASA e pelo Observatório Keck do Havaí, entre 1994 e 2002, mostram um objeto tênue, no mesmo local de Cygnus A. Esse objeto misterioso foi originalmente interpretado como "um grupo de estrelas", mas o brilho recente e dramático fez com que os cientistas repensassem tal hipótese.
De acordo com os pesquisadores, existem apenas duas possibilidades viáveis ​​que poderiam explicar esse tal objeto: ou ele é uma supernova ou um buraco negro supermassivo em ação.
A equipe acredita que a hipótese do buraco negro seja mais plausível, afinal, nenhum tipo conhecido de supernova poderia permanecer tão brilhante por tanto tempo. Esse segundo buraco negro supermassivo provavelmente se tornou tão ativo porque capturou muita matéria de uma só vez - talvez diversas estrelas próximas, ou nuvens de gás gigantescas após a fusão das duas galáxias.
"Novas observações nos ajudarão a resolver algumas dessas questões", disse o autor principal do estudo, Daniel Perley, do Astrophysics Research Institute da Universidade Liverpool John Moores, na Inglaterra (paí do co-autor Rick Perley). "Além disso, se for mesmo um segundo buraco negro supermassivo, podemos encontrar outros em galáxias semelhantes."
Imagens: (capa-Perley, et al) / Perley, et al. / NRAO / AUI / NSF / NASA / divulgação

OBSERVATÓRIO DE DINÂMICA SOLAR CAPTUROU IMAGEM DE UM ECLIPSE VISTO DO ESPAÇO

Imagens do eclipse parcial do Sol visto do espaço pelo satélite do Observatório de Dinâmica Solar, da Nasa. (NASA’s Goddard Space Flight Center/SDO/Joy Ng, producer/Nasa)
A Nasa registrou imagens de um incrível eclipse parcial do Sol que só pôde ser visto do espaço, nesta quinta-feira. As fotos foram feitas pelo satélite do Observatório de Dinâmica Solar (SDO, na sigla em inglês), que orbita a Terra acima do Pacífico com o objetivo de monitorar a atividade solar.
O eclipse durou quase uma hora, entre as 14h24 e 15h17 (15h24 e 16h17, no horário de Brasília). De acordo com os astrônomos, a Lua cobriu 89% do Sol, no ápice do fenômeno. Nas imagens também é possível observar alguns detalhes do Sol e da Lua, cujas bordas são distorcidas pelas crateras, vales e montanhas de sua superfície.
O Observatório de Dinâmica Solar foi lançado em 2010 para recolher dados sobre o Sol e investigar o campo magnético de nossa estrela e seus efeitos na Terra e nos aparelhos tecnológicos. Em 21 de agosto, o observatório também vai acompanhar o eclipse total do Sol, que poderá ser visto do Hemisfério Norte. Em algumas partes do Hemisfério Sul, um eclipse parcial poderá ser observado.

UGC 1810 GALÁXIAS EM INTERAÇÃO SELVAGEM

UGC 1810: Galáxias em Interação Selvagem
Crédito: NASA, ESA, Hubble, HLA; Processamento e Direitos de Autor: Domingo Pestana
 O que é que está a acontecer nesta galáxia espiral? Embora os detalhes permaneçam incertos, certamente tem a ver com uma batalha constante com a sua galáxia vizinha mais pequena. A galáxia principal é UGC 1810 mas, juntamente com a sua parceira colisional, são conhecidas como Arp 273. A forma geral de UGC 1810 - em particular o seu anel exterior azulado - é provavelmente o resultado de interações gravitacionais selvagens e violentas. A cor azul deste anel é causada por estrelas massivas azuis, quentes e que se formaram apenas nos últimos milhões de anos. A parte mais interna da galáxia parece mais velha, mais vermelha e contornada com poeira filamentar mais fria. No plano da frente são visíveis algumas estrelas brilhantes, sem relação com UGC 1810, e no plano de trás, algumas galáxias de fundo. Arp 273 situa-se a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Andrómeda. Muito provavelmente, UGC 1810 irá devorar a sua companheira galáctica ao longo dos próximos milhares de milhões de anos e assentar numa forma espiral clássica.

OS CIENTISTAS E O CURIOSO CASO DA CINTURA DE KUIPER DEFORMADA

Um "objeto de massa planetária", ainda por descobrir, revela a sua existência "deformando" o plano orbital de distantes objetos da Cintura de Kuiper. O objeto está ilustrado como tendo uma órbita larga, bem para lá de Plutão, nesta impressão de artista.
Crédito: Heather Roper/LPL
De acordo com uma nova investigação das órbitas de planetas menores a ser publicada na revista The Astronomical Journal, um "objeto de massa planetária" desconhecido, ainda por identificar, pode esconder-se nos confins do nosso Sistema Solar. Este objeto será diferente - e também muito mais próximo - do denominado Planeta Nove, um planeta cuja existência ainda aguarda confirmação.
No artigo, Kat Volk e Renu Malhotra do Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona, apresentam evidências convincentes de um corpo planetário ainda por descobrir com uma massa entre a de Marte e a da Terra. A massa misteriosa, mostram os autores, revela a sua presença - por agora - apenas pelo controlo dos planos orbitais de uma população de rochas espaciais conhecidas como Objetos da Cintura de Kuiper (em inglês "Kuiper Belt Objects", diminutivo KBO), nos subúrbios gelados do Sistema Solar.
Enquanto a maioria dos KBOs - detritos deixados para trás aquando da formação do Sistema Solar - orbitam o Sol com inclinações orbitais que, em média, tendem para o que os cientistas planetários chamam de plano invariável do Sistema Solar, os mais distantes Objetos da Cintura de Kuiper não. O seu plano médio, descobriram Volk e Malhotra, está inclinado para longe do plano invariável cerca de 8 graus. Por outras palavras, algo desconhecido está a deformar o plano orbital médio do Sistema Solar mais exterior.
"A explicação mais provável para os nossos resultados é a existência de uma massa ainda não observada," realça Vok, colega pós-doutorado do laboratório da universidade norte-americana e autor principal do estudo. "Segundo os nossos cálculos, será necessário algo com uma massa parecida à de Marte para explicar a deformação que medimos."
A Cintura de Kuiper situa-se para lá da órbita de Neptuno e estende-se algumas centenas de UA (Unidades Astronómicas; 1 UA é a distância média entre a Terra o Sol, aproximadamente 150 milhões de quilómetros). Tal como o seu parente do Sistema Solar interno, a cintura de asteroides entre Marte e Júpiter, a Cintura de Kuiper alberga um vasto número de planetas menores, principalmente pequenos corpos gelados (os percursores dos cometas) e alguns planetas anões.
Para o estudo, Volk e Malhotra analisaram os ângulos de inclinação dos planos orbitais de mais de 600 objetos da Cintura de Kuiper a fim de determinar a direção comum sobre a qual esses planetas orbitais precessam. O termo "precessão" refere-se à lenta oscilação na orientação de um objeto em rotação.
Os KBOs operam de forma análoga a um pião, explica Malhotra, professora de Ciências Planetárias no Laboratório Lunar e Planetário da Universidade do Arizona.
"Imagine que tem muitos piões, e dá a cada um deles um ligeiro empurrão," diz. "Se os fotografar, descobre que os seus eixos de rotação estão em diferentes orientações mas, em média, estão a apontar para o campo gravitacional local da Terra."
"Nós esperamos que o ângulo de inclinação orbital de cada KBO esteja numa orientação diferente mas, em média, estão a apontar perpendicularmente ao plano determinado pelo Sol e pelos planetas grandes."
Se pensássemos do plano orbital médio dos objetos no Sistema Solar exterior como um lençol, este deveria parecer bastante plano após as 50 UA, comenta Volk.
"Mas, das 50 para as 80 UA, descobrimos que o plano médio na verdade se afasta deste plano invariável," explica. "Há uma série de incertezas para a deformação medida, mas não há mais que 1 ou 2% de probabilidade de que esta deformação seja meramente um erro estatístico da limitada amostra observacional de KBOs."
Dito de outra forma: o efeito é muito provavelmente um sinal real em vez de um acidente estatístico. De acordo com os cálculos, um objeto com a massa de Marte, orbitando a aproximadamente 60 UA do Sol, numa órbita inclinada cerca de 8 graus (em relação ao plano médio dos planetas conhecidos) tem influência gravitacional suficiente para deformar o plano orbital dos distantes KBOs até cerca de 10 UA para cada lado.
"Os distantes KBOs observados estão concentrados num anel com mais ou menos de 30 UA de largura e sentiriam a gravidade de um tal objeto de massa planetária ao longo do tempo," explica Volk, "assim que a hipótese de massa planetária, como causa do distúrbio observado, não é irracional para essa distância."
Isto exclui a possibilidade do objeto postulado, neste caso, ser o hipotético Planeta Nove, cuja existência tem sido sugerida com base noutras observações. Esse planeta tem uma massa prevista muito maior (cerca de 10 massas terrestres) e está muito mais distante, entre 500 e 700 UA.
"Está demasiado longe para influenciar estes KBOs," acrescenta Volk. "Tem certamente que estar muito mais perto das 100 UA para afetar substancialmente os KBOs a esta distância."
Dado que um planeta, por definição, tem que ter "limpo" a sua órbita de planetas menores como KBOs, os autores referem-se a esta massa hipotética como um objeto de massa planetária. Os dados também não excluem a possibilidade de que a deformação possa ser resultado da influência de mais do que um objeto de massa planetária.
Então porque é que ainda não o encontrámos? Muito provavelmente, dizem as investigadoras, porque ainda não procurámos todo o céu em busca de objetos distantes do Sistema Solar. O lugar mais provável onde um objeto de massa planetária possa esconder-se é no plano Galáctico, uma área tão densamente populada com estrelas que os estudos do Sistema Solar tendem a evitá-la.
"A probabilidade de não termos encontrado tal objeto, simplesmente devido às limitações dos levantamentos astronómicos, está estimada em aproximadamente 30%," esclarece Volk.
Uma possível alternativa a um objeto por descobrir, que poderá ter "agitado" o plano dos KBOs mais exteriores, é a passagem recente (por padrões astronómicos) de uma estrela pelo Sistema Solar, dizem os autores.
"Uma estrela passageira atrairia todos os 'piões' numa direção," realça Malhotra. "Assim que a estrela completa a sua visita pelo Sol, todos os KBOs voltariam a ter uma precessão parecida à do seu plano anterior. Isto exigiria uma passagem bastante próxima a mais ou menos 100 UA, e a deformação seria apagada em 10 milhões de anos, de modo que não consideramos este cenário como provável."
A oportunidade de a Humanidade vislumbrar este misterioso objeto pode vir em breve, assim que a construção do LSST (Large Synoptic Survey Telescope) seja concluída. Com "primeira luz" prevista para 2020, o instrumento levará a cabo levantamentos sem precedentes e em tempo real do céu, noite após noite.
"Nós esperamos que o LSST eleve o número de KBOs observados, dos atualmente cerca de 2000, para 40.000," diz Malhotra. "Existem muito mais KBOs lá fora - nós é que ainda não os vimos. Alguns estão demasiado distantes e são demasiado ténues até mesmo para o LSST, mas tendo em conta que o telescópio vai cobrir o céu de forma muito mais abrangente do que os levantamentos atuais, deverá ser capaz de detetar este objeto, caso realmente exista."

ESTRELA DA MEGAESTRUTURA ALIENÍGENA VOLTA A PISCAR

Ilustração feita pela Nasa mostra uma estrela atrás de cometas despedaçados, uma explicação possível para o brilho excêntrico da estrela KIC 8462852 (JPL-Caltech/Nasa)
Astrônomos de todo o planeta se mobilizaram em um fim de semana inteiro, após detectarem que a estrela KIC 8462852, responsável pela emissão de uma luz misteriosa, voltou a “piscar”. Os cientistas apontaram seus telescópios para o corpo celeste, localizado a cerca de 1.500 anos-luz de distância (cada ano-luz equivale a 9,46 trilhões de quilômetros) da Terra, entre as constelações de Cisne e Lira, na esperança de, pela primeira vez, acompanhar a atividade da estrela em “tempo real” (ou o mais próximo disso, devido à distância da estrela de nosso planeta). Com isso, pretendem obter novas evidências que ajudem a decifrar os padrões incomuns de seu brilho.
Meses depois, cientistas da Nasa, afirmaram que um ‘enxame’ de cometas poderia estar por trás dos padrões incomuns do brilho da estrela: uma família deles estaria viajando em órbitas longas e bastante excêntricas a seu redor, causando estranha luminosidade. A ideia da estrutura construída por extraterrestres, no entanto, não foi descartada.
O maior enigma da Estrela de Tabby, segundo os astrônomos, é a grande diminuição de seu brilho, entre 15% e 25% – o mais comum é que esse número esteja entre 1% e 2%.
Estrela de brilho misterioso

A KIC 8462852, localizada entre as constelações de Cisne (foto) e Lira brilha de maneira aleatória e inexplicável (Divulgação/Nasa)
Em setembro de 2015, um artigo  no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society descreveu a KIC 8462852, estrela observada pelo telescópio Kepler, o mais competente caçador de planetas fora do Sistema Solar, lançado em 2009. As lentes do poderoso instrumento captam o brilho das estrelas – quando há uma diminuição padronizada da luz emitida por elas, isso significa que algo está passando entre a estrela e o telescópio. Na maior parte das vezes, é um planeta (que costuma ter tamanho intermediário entre a Terra e Netuno). No entanto, a KIC 8462852 emitia um padrão luminoso inédito. Normalmente, quando um planeta passa por uma estrela, seu brilho diminui entre 1% e 2%. Mas, durante os quatro anos de observações do Kepler, a luz de KIC 8462852 diminuiu entre 15% e 25%, e em intervalos aleatórios. Ela tem 1,5 vezes o tamanho do Sol e, para escurecê-la dessa forma, seria necessário um objeto muito grande – bem maior que um planeta.
Após descartarem várias explicações, os cientistas passaram a considerar a hipótese de que o comportamento bizarro da estrela poderia ser consequência de uma incrível estrutura construída por alienígenas para captar a energia da estrela, chamada Esfera de Dyson (por ter sido proposta em 1960 pelo físico britânico Freeman Dyson). Ela seria composta por gigantescos painéis solares que, aos poucos, bloqueariam o brilho do corpo celeste. Em novembro do mesmo ano, o astrônomo Massimo Marengo, da Universidade do Estado de Iowa, nos Estados Unidos, afirmou que o padrão incomum poderia ser causado por cometas gelados que estariam rodeando a estrela e causando a sombra misteriosa – mas a nova explicação não foi suficiente para invalidar a hipótese da megaestrutura.
No fim da última sexta-feira, o Instituto de Astrofísica das Canárias, deu o alerta da atividade da estrela – ela estaria novamente se apagando e teria reduzido seu brilho em 2%. Com as novas observações, os cientistas pretendem recolher mais dados sobre a luz de KIC 8462852, que dariam suporte ou descartariam as hipóteses sobre as explicações de seu brilho.

NOVA COLISÃO EM JÚPITER É REGISTRADA POR ASTRÔNOMO AMADOR

Se você estivesse observando Júpiter na data e na hora certa, você provavelmente também teria visto...
Júpiter acaba de ser atingido mais uma vez! Na noite de 26 de maio, por volta das 19:25 UTC, o astrônomo amador francês Sauveur Pedranghelu detectou o impacto enquanto observava o planeta com seu telescópio, e pôde registrar a colisão ao vivo, com sua câmera acoplada ao telescópio.
O brilho do impacto foi muito breve, durando apenas cerca de 0,7 segundos, e exibiu dois picos de brilho. O ponto brilhante, apesar de parecer pequeno, tinha o tamanho da lua Europa.
Júpiter foi atingido mais uma vez - maio de 2017 - Sauveur Pedranghelu - Marc Delcroix

Imagem mostra o brilho do impacto registrado em 26 de maio de 2017.
Créditos: Sauveur Pedranghelu / Marc Delcroix
Marc Delcroix, que coordena um grupo mundial de observadores de Júpiter, postou em vários grupos sobre a descoberta. Logo em seguida, um segundo registro feito por Thomas Riessler, da Alemanha, mostrou o mesmo fenômeno, confirmando então a observação de Sauveur. A duração estimada da bola de fogo nesse segundo registro foi de 0,8 segundos.
Astrônomos amadores estão agora apontando seus telescópios e câmeras na direção de Júpiter com a esperança de identificar traços escuros, deixados para trás em impactos semelhantes. Quando observado através de filtros de metano de banda estreita, há uma chance de detectá-los.
Júpiter foi atingido mais uma vez - maio de 2017 - Thomas Riessler - Marc Delcroix

Imagem feita na Alemanha mostra o mesmo brilho em Júpiter registrado na França.
Créditos: Thomas Riessler / Marc Delcroix
Até agora, não foi identificado qualquer vestígio desse impacto, mas talvez, telescópios maiores poderão detectar algo. Observadores de Júpiter estão atentos para novas descobertas, e é claro, para novos impactos.
Ao que tudo indica, esse já é o 5° impacto registrado em Júpiter, e provavelmente, com o aumento no número de observadores do céu noturno, e com a melhora e o barateamento da tecnologia (telescópios e câmeras), o registro dessas colisões tende a ser cada vez mais recorrente.
Em março de 2016, um observador na Áustria registrou um impacto brilhante em Júpiter, chamando a atenção não apenas da comunidade científica, como também de todo o público. O evento foi confirmado posteriormente após novos registros virem à tona.
O primeiro impacto confirmado em Júpiter ocorreu em julho de 1994, quando 21 fragmentos do cometa Shoemaker-Levy colidiram com o planeta, criando uma impressionante série de colisões. Desde então, diversos impactos menores foram registrados no planeta gigante, sugerindo que cometas, asteroides, e fragmentos desses objetos atingem Júpiter com mais frequência do que se esperava.
Existem dois fatores que fazem de Júpiter um ótimo alvo na busca por colisões de asteroides e cometas: sua poderosa gravidade atrai muito mais fragmentos do que qualquer outro planeta no Sistema Solar, e em segundo lugar, além de atraí-los com mais frequência, seu poder gravitacional também faz com que esses objetos ganhem velocidades muitos altas, produzindo impactos mais brilhantes e muito mais potentes. Um objeto ganha cinco vezes mais velocidade ao atingir Júpiter do que se atingisse a Terra, produzindo uma energia de impacto 25 vezes mais potente.
É por essas e por outras que Júpiter ganha novos espectadores a cada dia... afinal de contas, mesmo que não tenhamos a sorte de presenciar uma colisão com o planeta, sua beleza já é suficiente para fazer a noite de observações valer a pena.
Imagens: (capa-Thomas Riessler/divulgação) / Sauveur Pedranghelu / Thomas Riessler / Hubble / Wikimedia Commons / divulgação

COLISÃO ENTRE DUAS ESTRELAS ILUMINARÁ O CÉU EM 2022

Colisões estelares são uma das coisas mais surpreendentes que podemos imaginar. Mas infelizmente, de acordo com as melhores estimativas, tais eventos só acontecem em média 1 vez a cada 10.000 anos, considerando apenas a nossa Galáxia.
Recentemente, graças a melhoria de instrumentos e da tecnologia, os astrônomos conseguiram observar algumas fusões em andamento. Mas até agora, ninguém conseguiu testemunhar o fenômeno em ação desde o início. A parte boa dessa história é que isso está prestes a mudar!
De acordo com estudos feitos por uma equipe de pesquisadores do Calvin College, em Michigan, nos EUA, um sistema binário de estrelas provavelmente irá se fundir e explodir em 2022. Essa é uma descoberta histórica, pois permitirá aos astrônomos observar a fusão estelar e a explosão pela primeira vez na história! E pra tudo ficar ainda mais empolgante, os pesquisadores afirmam que essa explosão será visível a olho nu, daqui da Terra!
Os resultados foram apresentados na 229ª Reunião da Sociedade Astronômica Americana (AAS). Em uma apresentação intitulada "Uma Precisa Previsão de uma Fusão Estelar e Nova Explosão Vermelha", o Professor Lawrence Molnar e sua equipe compartilharam as descobertas que indicam como este sistema binário se fundirá em 2022. Este evento, segundo eles, não será apenas visível a olho nu, como também se tornará o objeto mais brilhante do céu noturno!
Este sistema binário de estrelas, conhecido como KIC 9832227, está sendo monitorado desde 2013 pelo professor Molnar e seus colegas, estudantes de diversas universidades.

Ilustração artística do sistema KIC 9832227
sistema binário de estrelas KIC 9832227, e como ocorre o contato entre suas atmosferas.
Créditos: calvin.edu
No início, não se sabia ao certo se o sistema KIC 9832227 era um pulsar ou um par de estrelas, mas após diversas observações, o professor Molnar e seus colegas concluíram que se tratava mesmo de um par de estrelas do tipo "binário de contato" (uma classe onde as duas estrelas estão próximas o suficiente para compartilhar uma atmosfera).
A mesma situação ocorreu no passado com outro sistema binário chamado V1309 Scorpii, que também tinham atmosfera compartilhada e subitamente, em 2008, as estrelas colidiram e explodiram.
Acreditando que o sistema KIC 9832227 tinha um destino semelhante, os pesquisadores realizaram diversos testes observacionais para entender o comportamento das estrelas. Após medir o período orbital e observá-las através de espectrômetros, concluiu-se que as estrelas estão de fato prestes a explodir numa forte colisão, resultando numa explosão estelar conhecida como "Nova Vermelha". Inicialmente, em 2015, a explosão foi estimada para acontecer entre 2018 e 2020, mas após analisar melhor os dados, os pesquisadores determinaram que a explosão deve acontecer em 2022.
A explosão, como foi dito anteriormente, poderá ser vista a olho nu, e deve se tornar o objeto mais brilhante do céu noturno. Esses sistema binário encontra-se na constelação de Cygnus.
Uma colisão pra recordar
Isso é um achado incrível! Nenhum astrônomo conseguiu prever com tamanha precisão quando e onde uma colisão estelar iria acontecer. Essa é a primeira vez, e tudo foi descoberto por professores e estudantes! "A maioria dos grandes projetos científicos são feitos em grupos enormes com milhares de pessoas e bilhões de dólares. Este projeto é exatamente o oposto. Foi feito usando um telescópio pequeno, com um professor e alguns estudantes que procuravam algo improvável", explica o professor Molnar. "Ninguém jamais previu uma explosão antes. Por que pagar alguém para fazer algo que quase certamente não teria êxito? É uma proposta de alto risco. Mas em Calvin é apenas o meu risco, e eu posso usar o meu trabalho em questões interessantes e abertas para trazer emoção extra para a minha sala de aula. Alguns projetos ainda têm uma vantagem quando você não tem tanto tempo ou dinheiro."
Professor Lawrence Molnar
Ao longo do próximo ano, Molnar e seus colegas estarão monitorando KIC 9832227 cuidadosamente, e em comprimentos de onda múltiplos. Isso será feito com a ajuda dos observatórios Very Large Array (VLA), Infrared Telescope Facility da NASA, em Mauna Kea, e com a sonda XMM-Newton, da ESA. Estes observatórios irão estudar os espectros de rádio da estrela, o infravermelho e as emissões de raios-X, respectivamente
Molnar também espera que os astrônomos amadores sejam capazes de monitorar o sincronismo orbital do par e as variações de brilho. E se Molnar e as previsões de sua equipe estiverem corretas, cada estudante e entusiasta (isso sem mencionar as pessoas que estiverem passeando a noite, olhando para o céu) terá um espetáculo cósmico maravilhoso para observar! Será um evento inesquecível.
Um fato interessante é que essa descoberta histórica também será o tema de um documentário, intitulado "Luminous". Ele será dirigido por Sam Smartt, um professor da Calvin College, e narrará o processo que levou o professor Molnar e sua equipe a realizar essa descoberta sem precedente
O documentário também incluirá as imagens da explosão da Nova Vermelha. Mas como ela só acontecerá em 2022, ele deverá ser lançado em algum momento em 2023.
Imagens: (capa-ilustração/ESO) / calvin.edu /Galeria do Meteorito.

ESTRELA ENTRA EM COLAPSO E SE TRANSFORMA EM BURACO NEGRO

Os astrônomos viram como uma estrela maciça pode se transformar em um buraco negro. Ao combinar dados observacionais dos telescópios Large Binocular Telescope, Hubble e Spitzer, os astrônomos viram, ou melhor, não conseguiram ver a explosão de uma estrela, que era 25 vezes mais maciça que o nosso Sol. Ela deveria ter explodido numa supernova muito brilhante, mas em vez disso, ela produziu o brilho de uma faísca e depois desapareceu, deixando pra trás um buraco negro.
"Fenômenos como esse em uma galáxia próxima poderia explicar por que os astrônomos raramente vêem supernovas de estrelas massivas", disse Christopher Kochanek, professor de astronomia da Universidade de Ohio, e pesquisador de Cosmologia Observacional. Cerca de 30% de estrelas com essa massa podem ter um fim "silencioso", dando origem a um buraco negro, e nenhuma supernova será observada.
"Eu suspeito que seja muito mais fácil criar um buraco negro muito grande quando não há supernova", comenta o co-autor do estudo, Krzysztof Stanek. "A típica visão é que uma estrela pode formar um buraco negro somente depois que ela produzir uma supernova", explicou Kochanek.

Ilustração mostra os estágios de uma estrela que falha na fase de supernova e se torna um buraco negro.Créditos: NASA / JPL-Caltech
A ilustração acima mostra os estágios finais da vida de uma estrela supermassiva que não consegue explodir como uma supernova, mas sim implode formando um buraco negro. A estrela condenada N6946-BH1 era 25 vezes mais maciça que o nosso Sol. Ela começou a brilhar mais intensamente em 2009, mas em 2015 parece ter desaparecido como num passe de mágica.
O fenômeno observado ocorreu com a estrela N6946-BH1, localizada na galáxia espiral NGC 6946, a 22 milhões de anos-luz da Terra. Essa galáxia ganhou o apelido de "Fogos de Artifício", por ser um local onde supernovas ocorrem com grande frequência.
Após o Large Binocular Telescope tê-la localizado, a estrela também foi o alvo do telescópio espacial Hubble, porém, ela não estava sendo detectada. Em seguida, o telescópio Spitzer também procurou por algum traço de radiação infravermelha, o que seria um sinal de que a estrela ainda estava presente, mas talvez escondida atrás de alguma nuvem de poeira.
Todos os resultados foram negativos. A estrela simplesmente não estava mais lá. Após um cuidadoso processo de eliminação, os pesquisadores concluíram que a estrela provavelmente havia se tornado um buraco negro.
Isso explica porque vemos um número menor de supernovas do que deveríamos ver, considerando a quantidade de estrelas maciças que estão chegando no fim de suas vidas. Cerca de 30% delas podem simplesmente falhar no momento de supernova, saltando diretamente para o estágio final, tornando-se buracos negros. E levando em conta a quantidade de matéria acumulada (aquela que não foi ejetada para o espaço, já que a supernova não ocorreu), podemos ter uma ideia da grande dimensão desses buracos negros...
Imagens: (capa-ilustração/NASA) / NASA / JPL-Caltech