ESTRELA ENVELHECENDO SOPRA BOLHA DIFUSA

Astrônomos usaram o ALMA para capturar esta bela imagem de uma delicada bolha de material expelido pela exótica estrela vermelha U Antliae. 
Estas observações irão ajudar os astrônomos a compreender melhor como é que as estrelas evoluem durante as fases finais do seu ciclo de vida.
Na fraca constelação austral da Máquina Pneumática, um observador cuidadoso munido de binóculos poderá ver uma estrela muito vermelha, que varia ligeiramente em brilho de semana para semana. Esta estrela muito incomum chama-se U Antliae e novas observações obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelam uma concha esférica bastante fina à sua volta.
U Antliae  é uma estrela de carbono, isto é, uma estrela evoluída, luminosa e fria do ramo assintótico das gigantes. Há cerca de 2700 anos, U Antliae sofreu um período curto de perda de massa rápida. Durante este período de apenas algumas centenas de anos, o material que compõe a concha, que agora observamos nos novos dados ALMA, foi ejetado a alta velocidade. A análise detalhada desta concha mostrou também a existência de nuvens de gás finas e esparsas, as chamadas subestruturas filamentares.
Esta imagem se tornou possível devido à capacidade única do rádio telescópio ALMA em criar imagens nítidas em vários comprimentos de onda. O ALMA, situado no planalto do Chajnantor no deserto chileno do Atacama, conseguiu observar a estrutura da concha da U Antliae com muito mais detalhe do que o conseguido até então.
Os novos dados ALMA não consistem apenas numa única imagem: o ALMA produz um conjunto de dados tridimensionais (um cubo de dados) com cada “fatia” correspondente a um comprimento de onda ligeiramente diferente. Devido ao efeito Doppler, cada fatia diferente do cubo de dados mostra imagens do gás deslocando-se a velocidades diferentes, aproximando-se ou afastando-se do observador. Ao dispormos de velocidades diferentes, podemos cortar a bolha cósmica em fatias virtuais, tal como uma tomografia do corpo humano feita pelo computador. A concha observada apresenta-se simetricamente bastante redonda e muito fina, o que faz dela uma estrutura notável.
Compreender a composição química das conchas e atmosferas destas estrelas, e saber como é que estas conchas se formam por perda de massa, é importante para compreendermos como é que as estrelas, e consequentemente as galáxias, evoluíram no Universo primordial. Conchas como a que observamos em torno de U Antliae mostram uma enorme variedade de componentes químicos baseados no carbono e em outros elementos. Estas conchas ajudam igualmente a reciclar matéria, contribuindo com até 70% da poeira do meio interestelar.

NADA DE MEGAESTRUTURA ALIENÍGENA: A ESTRELA DE TABBY PROVAVELMENTE É EMPOEIRADA

A megaestrutura alienígena está descartada. Uma nova pesquisa mostra que a variação incomum de brilho da estrela KIC 8462852 provavelmente é causada por nuvens de poeira ou por um ciclo anormal de aumento e diminuição brilho, sugerem dois novos artigos.
Huan Meng da Universidade do Arizona em Tucson e seus colegas, sugerem que a KIC 8462852, também conhecida como Estrela de Tabby, está diminuindo seu brilho graças a uma fina nuvem de partículas de poeira orbitando a estrela. A equipe observou a estrela com os telescópios espaciais de infravermelho Spitzer e ultravioleta Swift, de Outubro de 2015 até Dezembro de 2016 – a primeira vez que a estrela foi observada com múltiplos comprimentos de onda. Eles descobriram que a estrela está diminuindo de brilho mais rápido nos comprimentos de onda mais curtos do azul do que nos comprimentos de onda infravermelho mais longos, sugerindo partículas menores.
“Isso quase que absolutamente descarta o cenário de uma megaestrutura alienígena, a menos que essa estrutura seja micro e não mega”, disse Meng.
A estrela de Tabby é mais famosa pela sua repentina queda de brilho de cerca de 22% no decorrer de alguns dias. Observações posteriores sugerem que a estrela está perdendo 4% de seu brilho por ano, o que a equipe de Meng confirmou no artigo publicado.

HUBBLE MOSTRA PRIMEIRAS PISTAS DE ÁGUA NOS PLANETAS DO SISTEMA TRAPPIST-1

Uma equipe internacional de astrônomos usou o Telescópio Espacial Hubble, da NASA e ESA para estimar se pode existir água em alguns dos sete planetas que orbitam a estrela anã próxima TRAPPIST-1. Os resultados sugerem que os planetas mais externos podem ainda ter uma boa quantidade de água. Isso inclui os 3 planetas dentro da zona habitável da estrela, o que conta muito sobre a possibilidade que eles possam ser habitáveis.
No dia 22 de fevereiro de 2017, os astrônomos anunciaram a descoberta de sete planetas com o tamanho parecido com a Terra na órbita da estrela anã ultrafria, TRAPPIST-1, localizada a 40 anos-luz de distância da Terra. Isso fez com que o sistema da TRAPPIST-1 se tornasse o sistema planetário com o maior número de planetas com o mesmo tamanho da Terra já descoberto.
Agora, um grupo internacional de astrônomos liderado pelo astrônomo suíço Vincent Bourrier do Observatorie de l’Université de Genéve, usou o Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) no Hubbble  para estudar a quantidade de radiação ultravioleta recebida por cada planeta do sistema. “A radiação ultravioleta é um fator importante na evolução atmosférica dos planetas”, explica Courrier. “Como na nossa atmosfera, onde a luz solar ultravioleta quebra as moléculas, a radiação ultravioleta emitida por uma estrela pode quebrar as moléculas de vapor d’água na atmosfera dos exoplanetas em hidrogênio e oxigênio”.
Enquanto que a radiação ultravioleta de energia mais baixa, quebra as moléculas de água, num processo chamado de fotodissociação, os raios ultravioleta de maior energia, a radiação XUV, e os raios-X aquecem a atmosfera superior de um planeta o que permite que os produtos da fotodissociação, hidrogênio e oxigênio, escapem.
Como é muito leve, o gás hidrogênio pode escapar da atmosfera dos exoplanetas e ser detectado ao redor deles com o Hubble, e essa detecção age como um indicador de vapor de água atmosférico. A quantidade de radiação ultravioleta observada emitida pela TRAPPIST-1 sugere que os planetas possam ter tido uma gigantesca perda de água no decorrer da sua história.
Isso é especialmente verdade para os dois planetas mais internos, o TRAPPIST-1b e o TRAPPIST-1c, que recebem uma maior quantidade de energia ultravioleta. “Nossos resultados indicam que o escape atmosférico pode ter um papel importante na evolução desses planetas”, resume Julien de Wit, do MIT, co-autor do trabalho.
Os planetas internos poderiam ter uma perda de mais de 20 oceanos terrestres de água durante os últimos 8 bilhões de anos. Contudo os planetas mais externos do sistema, incluindo o e, f e o g que estão na zona habitável, apresentaram uma perda de água muito menor, sugerindo que eles podem ter retido uma porção dessa água na sua superfície. A taxa de perda de água calculada bem como a taxa de água geofísica lançada também favorece a ideia de que os planetas mais externos, mais massivos conseguiram reter alguma água. Contudo, com os dados atualmente disponíveis não é possível se ter uma conclusão definitiva sobre o conteúdo de água nos planetas que orbitam a TRAPPIST-1.
“Enquanto nossos resultados sugerem que os planetas externos são os melhores candidatos para uma pesquisa futura a ser realizada com o Telescópio Espacial James Webb. Eles também destacam a necessidade de estudos teóricos e observações complementares em todos os comprimentos de onda para determinar a natureza dos planetas ao redor da TRAPPIST-1 e sua potencial habitabilidade”, conclui Bourrier.

OS DETALHES IMPRESSIONANTES DA CRATERA JULING EM CERES REGISTRADOS PELA SONDA DAWN DA NASA

Essa imagem de alta resolução da Cratera Juling em Ceres, revela em grande detalhe, as feições localizadas no anel e a no assoalho da cratera. A cratera tem cerca de 2.5 quilômetros de profundidade e a pequena montanha vista a esquerda do centro da cratera, tem cerca de 1 km de altura. 
As muitas feições indicam o fluxo de material sugerindo que a subsuperfície é rica em gelo. A estrutura geológica dessa região, também geralmente sugere que o gelo esteja envolvido.
A origem da pequena depressão vista na parte superior da montanha não é completamente entendida mas pode ter se formado como consequência de um deslizamento de terra, visível no flanco nordeste.
Juling recebeu esse nome em homenagem a Sakai/Orang Asli, o espírito que protege as plantações na Malásia.
A sonda Dawn fez essa imagem durante a parte estendida da sua missão, no dia 25 de Agosto de 2016, desde a sua órbita de mapeamento de baixa altitude, a uma distância de cerca de 385 km da superfície de Ceres. As coordenadas do centro da imagem são 36 graus de latitude norte e 167 graus de longitude leste.
A missão da sonda Dawn é gerenciada pelo JPL para o Science Mission Directorate da NASA em Washington. A sonda Dawn, é um projeto do Discovery Program, gerenciado pelo Marshall Space Flight Center em Huntsville no Alabama. A UCLA é responsável pela missão científica geral da sonda Dawn. A empresa Orbital ATK Inc., em Dulles, Virginia, desenhou e construiu a sonda. O German Aerospace Center, o Max Planck Institute for Solar System Research, a Italian Space Agency, e o Italian National Astrophysical Institute são parceiros internacionais da equipe da missão.
Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA

SONDA NEW HORIZONS JÁ TEM O PLANO DE COMO SOBREVOAR O 2014 MU69

A missão da sonda New Horizons já tem a distância com a qual sobrevoará o Objeto do Cinturão de Kuiper, 2014 MU69 no primeiro dia do ano de 2019 definida, e essa distância é cerca de 3 vezes mais próxima do objeto do que a sonda passou por Plutão.
Esse encontro marcará o encontro mais distante já feito com um objeto do nosso Sistema Solar, algo em torno de 1.5 bilhão de quilômetros além de Plutão e mais de 6.5 bilhões de quilômetros da Terra. Se tudo correr como planejado, a sonda New Horizons passará a cerca de 3500 km do MU69, no momento da sua maior aproximação, espiando o objeto a partir do norte celeste do objeto. O plano alternativo, que pode ser usado em caso de contingência, como por exemplo, a descoberta de detritos perto do MU69, levará a New Horizons a cerca de 10 mil km do objeto, ainda assim mais perto dele do que ela passou de Plutão, que no momento da maior aproximação, estava a cerca de 12500 km do planeta anão.
“Eu não poderia estar mais animado sobre essa performance da New Horizons”, disse Jim Green diretor de Ciência Planetária da NASA na sede da agência em Washington. “Essa missão continua levando ao limite o que é possível de ser feito com uma sonda espacial, e eu já fico imaginando aqui como serão os dados e as imagens do objeto mais distante que uma sonda já visitou na história”.
Se a distância durante a maior aproximação for a menor possível, a câmera de alta resolução da New Horizons conseguirá imagens com detalhes de 70 metros, só para comparação, em Plutão foi de 183 metros.
“Nós estamos planejando voar mais perto do MU69 do que voamos de Plutão e conseguir dados melhores e imagens de mais alta resolução”, disse o principal investigador da New Horizons, Alan Stern do Southwest Research Institute (SwRI), de Boulder, Colorado. “A ciência será espetacular”.
A equipe está considerando inúmeros fatores para fazer a escolha correta, disse John Spencer, membro da equipe científica e do planejamento de sobrevoo. “As considerações incluem o que sabemos sobre o MU69, seu tamanho, sua forma, e os perigos à sua volta, os desafios de se navegar perto do MU69 enquanto se obtém imagens nítidas e bem expostas e outras capacidades e recursos da nave”, disse Spencer.
Usando todos os sete instrumentos científicos a bordo, a New Horizons irá obter extensos dados geológicos, geofísicos, de composição e outras informações sobre o MU69, ela também irá buscar por satélites e por uma atmosfera no objeto”.
“Alcançar o 2014 MU69 e ver ele como um mundo verdadeiro, será outra realização histórica de exploração”, disse Helene Winters, gerente de projeto da New Horizons no Laboratório de Física Aplicada da Universidade Johns Hopkins em Laurel, Maryland. “Nós estamos realmenteindo onde ninguém foi antes. Toda nossa equipe está animada sobre os desafios e as oportunidades da viagem até essa fronteira distante”.
Fonte:nasa.gov

A IMPRESSIONANTE ONDA DE DENSIDADE DE JANUS REGISTRADA PELA SONDA CASSINI

Essa bela imagem feita pela sonda Cassini da NASA mostra uma estrutura ondulada nos anéis de Saturno conhecida como onda de densidade espiral Janus 2:1. Resultado do mesmo processo que cria as galáxias espirais, as ondas de densidade espirais nos anéis de Saturno são muito mais justas. Nesse caso, cada crista de segunda onda é na verdade o mesmo braço espiral que circulou o planeta múltiplas vezes.
Essa é somente a maior onda de densidade visível no Anel B de Saturno. A maior parte do Anel B é caracterizada pela estrutura que domina as áreas onde as ondas de densidade podem ocorrer, mas essa porção mais interna do Anel B é diferente.
O raio de Saturno onde as ondas se originam, na direção inferior direita da imagem é de 96233 km do planeta. Nessa localização, as partículas do anel orbitam Saturno duas vezes para cada vez que a lua Janus orbita o planeta, criando assim uma ressonância orbital. A onda se propaga para fora a partir da ressonância (e para fora de Saturno), na direção do canto superior esquerdo da imagem. Por razões que os pesquisadores não entendem perfeitamente, as ondas formadas em anéis maiores é muito mais fraca nessa localização, assim essa onda é vista com centenas de cristas brilhantes, diferente das ondas de densidade no Anel A, por exemplo.
A imagem dá uma ilusão que o plano do anel é inclinado para fora da câmera na direção da parte superior esquerda da imagem, mas esse não é o caso. Por conta da mecânica de como esse tipo de onda se propaga, o comprimento de onda diminui com a distância da ressonância. Assim, a parte superior esquerda da imagem está mais perto da câmera do que a parte inferior direita, enquanto que o comprimento de onda da onda de densidade é menor.
Essa onda é impressionante, porque Janus, a lua que a gera, tem uma estranha configuração orbital. Janus e Epimeteu, compartilham praticamente a mesma órbita e trocam de lugar a cada quatro anos. Cada vez que essas órbitas trocam , o anel na sua posição responde, criando uma nova crista na onda de densidade. A distância entre qualquer par de cristas corresponde a quatro anos de propagação de ondas, o que significa que a onda vista nessa imagem representa muitas décadas de história orbital de Janus e Epimeteu. De acordo com essa interpretação, a parte da onda na parte mais acima e a esquerda dessa imagem corresponde às posições que Janus e Epimeteu estavam quando a sonda Voyager sobrevoou Saturno em 1980 e 1981, essa foi a época em que Janus e Epimeteu foram provados como sendo dois distintos objetos, lembrando que eles foram descobertos em 1966.
Epimeteu também gera ondas na sua posição, mas elas são varridas pelas ondas geradas por Janus, já que Janus é a maior das duas luas.
Essa imagem foi feita em 4 de Junho de 2017, com a câmera de ângulo restrito da sonda Cassini. A imagem foi adquirida com a sonda apontada para o lado iluminado pelo Sol dos anéis, a uma distância de cerca de 76 mil quilômetros. A escala da imagem é de 530 metros por pixel. O conjunto Sol-Anel-Cassini estava em fase, com ângulo de 90 graus no momento da imagem.
A missão Cassini é um projeto cooperativo da NASA, ESA, e ISA. O Laboratório de Propulsão a Jato, uma divisão da Caltech, em Pasadena, gerencia a missão para o Science Mission Directorate da NASA em Washington. O módulo orbital Cassini e suas duas câmeras de bordo foram desenhadas, desenvolvidas e montadas no JPL. O centro de operações de imagens da Cassini fica baseado no Space Science Institute em Boulder no Colorado.
Crédito da Imagem: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

O FENÔMENO INTRIGANTE DO UNIVERSO ONDE VIVEMOS

Os fenômenos que acontecem no universo emitem radiação em todo o espectro eletromagnético, desde os raios-gamma de alta energia, que são emitidos pelos eventos mais energéticos do cosmos até as ondas de rádio e micro-ondas de menor energia.
As micro-ondas, a mesma radiação que esquenta o seu jantar, são produzidas por uma grande quantidade de fontes astrofísicas, incluindo fortes emissores como os masers (lasers de micro-ondas), e até mesmo por emissores mais fortes ainda que levam o nome de megamasers e pelo centro de algumas galáxias. Os centros galácticos especialmente intensos e luminosos são conhecidos como núcleo ativos de galáxias. Eles são intensos assim pois são energizados por buracos negros supermassivos que estão num voraz processo de alimentação, sugando o material ao redor, porém parte desse material que não cai no buraco negro é ejetado como jatos e radiação.
As duas galáxias mostradas nessa imagem foram fotografadas pelo Telescópio Espacial Hubble, e são denominadas de MCG+01-38-004 (a superior, avermelhada) e a MCG+01-38-005 (a inferior e azulada). A MCG+01-38-005 é um tipo especial de megamaser, o núcleo ativo da galáxia está bombeando para fora uma grande quantidade de energia, o que estimula nuvens de água ao redor. Os átomos que constituem a água, de hidrogênio e oxigênio, são capazes de absorver parte dessa energia e reemitir em um comprimento de onda específico, um dos quais cai dentro do regime de micro-ondas. A MGC+01-38-005 é então conhecida como megamaser de água.
Os astrônomos podem usar esses objetos para pesquisar as propriedades fundamentais do universo. As emissões de micro-ondas da MGC+01-38-005 foram usadas para calcular um valor refinado para a constante de Hubble, uma medida de quão rápido o universo está se expandindo. Essa constante tem esse nome em homenagem ao astrônomos que fez as observações responsáveis pela descoberta da expansão do universo, e que depois também foi homenageado dando nome ao telescópio espacial Hubble, Edwin Hubble.

A GALÁXIA NGC 5559 E SEUS MISTÉRIOS

Como fogos de artifício iluminando o céu durante as comemorações de ano novo, os majestosos braços espirais da NGC 5559 são iluminados com novas estrelas que estão nascendo.
 A NGC 5559 é uma galáxia espiral, com braços preenchidos por gás e poeira que circundam um brilhante bulbo central galáctico. Esses braços são considerados um ambiente rico para a formação de estrelas, pontilhados com um festivo conjunto de cores, incluindo estrelas recém-nascidas que brilham com tonalidade azulada como resultado da grande temperatura que ainda preservam.
A NGC 5559 foi descoberta pelo astrônomo William Herschel em 1785 e localiza-se a aproximadamente 240 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Boötes.
Em 2001, uma supernova rica em cálcio chamada de 2001co foi observada na NGC 5559. As supernovas ricas em cálcio, ou também chamadas de Ca-rich SNe, são descritas como rápidas e apagadas, já que elas são menos luminosas que os outros tipos de supernovas e também se desenvolvem muito rapidamente, além de revelar o espectro dominado pela forte linha de cálcio. A 2001co ocorreu dentro do disco da NGC 559 perto das regiões de formação de estrelas, mas as Ca-rich SNe são normalmente observadas em grandes distâncias o que traz questões curiosas sobre suas progenitoras.
Fonte: Space Telescope -space today

BURACOS NEGROS SUPERMASSIVOS ALIMENTAM-SE DE MEDUSAS CÓSMICAS

Observações de “galáxias medusa” obtidas com o Very Large Telescope do ESO revelaram uma maneira até então desconhecida de alimentar buracos negros. Parece que o mecanismo que produz os tentáculos de gás e as estrelas recém nascidas que dão o nome curioso a este tipo de galáxias tornam também possível que o gás chegue às regiões centrais das galáxias, alimentando o buraco negro que se esconde no centro de cada uma delas e fazendo com que brilhem intensamente. Os resultados foram divulgados hoje na revista Nature.
Uma equipe liderada por astrônomos italianos utilizou o instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, para estudar como é que o gás é arrancado das galáxias. A equipe focou-se no exemplo extremo de galáxias medusa, situadas em aglomerados de galáxias próximos e assim chamadas devido aos seus “tentáculos” de matéria notavelmente longos, que se estendem por dezenas de milhares de anos-luz além dos discos galácticos .
Os tentáculos das galáxias medusa são produzidos em aglomerados de galáxias por um processo chamado varrimento por pressão dinâmica. A sua interação gravitacional mútua faz com que as galáxias caiam a alta velocidade nos aglomerados de galáxias, onde encontram um gás quente e denso que atua como um poderoso vento, retirando caudas de gás dos discos galácticos e dando origem a intensa formação estelar nessas galáxias.
Descobriu-se que seis das sete galáxias medusa do estudo abrigam um buraco negro supermassivo no centro, que se alimenta do gás ao redor. Esta fração de galáxias é inesperadamente alta — em galáxias, de modo geral, esta fração é inferior a uma em cada dez.
“Esta forte ligação entre o varrimento por pressão dinâmica e buracos negros ativos não foi prevista nem relatada anteriormente,” disse a chefe da equipe Bianca Poggianti do INAF-Observatório Astronômico de Pádua, na Itália. “Parece que o buraco negro central está sendo alimentado porque uma parte do gás, em vez de ser removido, está chegando ao centro da galáxia.”
Uma pergunta ainda sem resposta é porque apenas uma pequena fração dos buracos negros supermassivos existentes nos centros das galáxias se encontram ativos. Estes objetos encontram-se em quase todas as galáxias, por isso porque é que apenas alguns acretam matéria e brilham intensamente? Estes resultados revelam um mecanismo anteriormente desconhecido que alimenta os buracos negros.
Yara Jaffé, bolsista do ESO que contribuiu para o artigo, explica a importância deste resultado: ”Estas observações do MUSE sugerem um mecanismo novo, que direciona o gás para a vizinhança do buraco negro. Este resultado é importante porque nos fornece uma nova peça do quebra-cabeças das ligações, ainda pouco compreendidas, entre buracos negros supermassivos e suas galáxias hospedeiras.”
Estas observações fazem parte de um estudo muito mais extenso, com muito mais galáxias medusa, que está atualmente em curso.
“Quando estiver completo, este rastreio revelará quantas galáxias ricas em gás que entram nos aglomerados, e quais, atravessam um período de atividade aumentada nos seus centros,” conclui Poggianti. “Um problema ainda sem solução na astronomia tem sido compreender como é que as galáxias se formam e mudam no nosso Universo em expansão e evolução. As galáxias medusa são a chave para compreendermos a evolução galáctica, uma vez que são observadas em plena transformação drástica.”

2010 TK7: O ASTEROIDE TROIANO DA TERRA

O asteroide troiano da Terra foi descoberto em outubro de 2010 pela NASA, ele tem estado conosco há muito tempo na nossa viagem ao redor do Sol. 
O Canadá-França-Havaí Observatory em abril de 2011 confirmou a sua "Trojan".
2010 TK7 oscila em torno de um ponto privilegiado, que é o ponto de Lagrange L4 do casal Sol-Terra, que é de 60° à frente da Terra em sua órbita em torno do Sol. Dos cinco pontos de Lagrange, apenas os pontos L4 e L5 são estáveis, o que significa que o material e tendem a acumular poeira nestas áreas específicas das órbitas dos planetas.
2010 TK7 não pode colidir com a Terra.
Encontrados mais dois em Júpiter ao redor do Sol, centenas de asteroides Troianos que foram aglutinados.
Também é encontrado em algumas órbitas casais como Netuno-Sol e Marte-Sol. Há também objetos Troianos no sistema Saturno satélites  de Saturno-Tethys  tem 2 troianos com Telestoe e Calypso, respectivamente 29 e 26 km de diâmetro, os pontos L4 e L5.
Saturno-Dione com Helen, e uma estrela de 33 km de diâmetro, para a ponto L4 e Pollux ponto L5.
Mas até 2010 nenhuma terra trojan foi descoberto.
2010 TK7 é tão pequeno (300 metros)  era difícil de ver. Além disso, é perto do Sol e, muitas vezes em sua luz. O asteroide está localizado cerca de 80 milhões de quilómetros da Terra será mais próximo da Terra em 24 milhões de quilômetros em 100 pra Um asteroide Trojan é um asteroide que acompanha um planeta em sua revolução em torno do Sol. A sua posição relativa para a Terra é particular, ele é colocado em um dos pontos de equilíbrio estável chamados pontos de Lagrange. Este ponto precede a Terra ou está adiante, conforme com um ângulo preciso (60°), sem nunca colidir com ela.
Imagem: 2010 TK7 ( pequeno no círculo verde) foi fotografado pela primeira vez em outubro de 2010 pela Survey Explorer Wide-field Infrared em um programa que foi projetado para fotografar o céu inteiro.

O descobrimento foi publicado em julho de 2011 na revista Nature. 

POR QUE AS ESTRELAS TEM CORES DIFERENTES

As estrelas são fascinantes, e possuem uma incrível variedade de tamanho, composição, e até mesmo de cores... mas você já se perguntou por que as cores das estrelas são tão diferentes?
Com o passar de vários séculos de estudos, os astrônomos começaram a decifrar as diferenças das estrelas, mesmo estando tão distantes de nós.
A cor de uma estrela, que pode variar desde de o branco azulado até o vermelho, nos informa basicamente qual é sua composição e sua temperatura. As estrelas emitem radiação em diferentes tipos de onda do espectro, e ainda por cima, suas cores podem variar ao longo do tempo.
Composição
Cada elemento emite radiação em um nível diferente do espectro eletromagnético. Isso também acontece com as estrelas, que emitem radiação conforme seus constituintes básicos (hidrogênio e hélio) e traços de outros elementos mais pesados em menor quantidade. Ou seja, a cor que enxergamos em cada estrela é uma combinação de diferentes níveis de ondas do espectro, a qual nos referimos como Curva de Planck.
espectro eletromagnético

Descrição dos níveis de onda do espectro eletromagnético, escala de comprimento,
temperatura correspondente e frequência. Créditos: Wikimedia Commons / Khemis 
O nível de onda no qual uma estrela emite a maior parte de sua luz (ou o máximo da radiação de uma estrela) é chamado de "pico de emissão" (Lei de Wien), que destaca a emissão mais intensa na Curva de Planck. No entanto, como esse nível de onda é enxergado pelos olhos humanos depende também dos outros níveis de onda.
Resumindo, quando todos os níveis de onda do espectro (desde os mais intensos até os mais tênues) são combinados, os olhos humanos enxergam a cor branca. Isso faz com que a cor aparente de uma estrela seja sempre mais clara do que realmente é. O "pico de emissão" do nosso Sol, por exemplo, corresponde ao verde no espectro, porém, o enxergamos como amarelo claro... e na verdade, o Sol pode ter várias cores, dependendo de qual faixa do espectro estamos observando.

O Sol em diferentes níveis de onda. Créditos: University of Chicago / Tradução: Galeria do Meteorito
A composição de uma estrela é o resultado da história de sua formação. As estrelas nascem em nebulosas, compostas por gás e poeira, a todas são minimamente diferentes. As nebulosas são compostas basicamente de hidrogênio, mas também carregam outros elementos. A composição básica de uma nebulosa é o que irá determinar a composição da estrela que resultará dela.
A cor de cada estrela nos diz exatamente qual é sua composição. Claro, essas diferenças são muito sutis, mas graças ao estudo chamado espectroscopia (que examina a emissão de diferentes níveis de ondas), os cientistas são capazes de determinar quais elementos estão sendo "queimados" em seu interior.
Temperatura
Outro fator importante sobre as cores das estrelas é que elas nos dizem sobre quais são suas temperaturas. Quando uma estrela está ficando mais quente, sua emissão se move para os níveis de onda mais curtos, ou seja, para a região azul do espectro. Se as estrelas são mais frias, acontece o oposto, já que elas tendem a emitir níveis de ondas mais longos.
Distância
O terceiro e último fator que altera a forma como vemos a cor de uma estrela é o famoso "Efeito Doppler". Qualquer tipo de frequência acaba sendo alterada, baseada na distância entre sua fonte e o observador. Isso também vale para o som ou outros tipos de ondas.
Em Astronomia, esse efeito causa o desvio para o vermelho ou o desvio para o azul. Para entender isso, imagine que você está a 100 metros de um carro de som, e que você tem a habilidade de se mover numa velocidade impossível, como o famoso The Flash, dos quadrinhos... Se você se distanciar rapidamente, passará a escutar a música como se estivesse em câmera lenta, já que a frequência do som está levando cada vez mais tempo para chegar em seus ouvidos. Por outro lado, se você se aproximar rapidamente do carro, escutará os próximos segundos de música em apena alguns milésimos, pois você foi de encontro com a emissão, que acabou levando menos tempo para chegar em seus ouvidos.

 Esse è tipo de alteração também ocorre com a luz, porém ela é bem mais sutil. Quando uma estrela está se distanciando rapidamente do nosso planeta, enxergamos sua cor mais avermelhada, pois seu nível de onda passa a se alongar; por outro lado, quando a estrela está se aproximando de nós, seu nível de onda é encurtado, e enxergamos sua cor mais azulada.
A Astronomia classifica as estrelas em diferentes grupos, baseado em suas características de classe espectral (cor), temperatura, tamanho e brilho. A maioria das estrelas estão atualmente classificadas no sistema MK (Morgan-Keenan). Esse sistema classifica as estrelas usando as letras O, B, A, F, G, K e M - O sendo as mais quentes e M as mais frias.
Cada letra é subdividida em um dígito numérico, que vai de 0 (mais quente) até 9 (mais fria). Por exemplo, a estrela mais quente de todas recebe a classificação de O1 e a mais fria, a de M9. E não para por aí...
No sistema MK, a classe de luminosidade é adicionada utilizando um numeral romano, baseado no espectro de cada estrela, que varia de acordo com sua densidade. Luminosidade 0 e I se aplica a estrelas hiper-gigantes; as classes II, III e IV é para as estrelas gigantes, subgigantes; a classe V é para estrelas da sequência principal (como nosso Sol); as classes VI e VII para estrelas anãs.
Existe também o famoso diagrama Hertzsprung-Russell, que nada mais é do que um gráfico de distribuição que nos mostra a relação entre a luminosidade de uma estrela versus seu tipo espectral e temperatura de superfície.
Diagrama Hertzsprung-Russell simplificado.
Créditos: divulgação / Edição e Tradução: Galeria do Meteorito
Essa classificação espectral vai do branco-azulado ao vermelho. Combinando esses dados com a magnitude absoluta de uma estrela (Mv), conhecemos sua posição nesse gráfico bi-dimensional.
Portanto, as estrelas azuis são mais quentes, chegando a temperaturas de até 30.000 K, além de serem maiores e mais massivas, chegando a ser 6 vezes maiores e 16 vezes mais massivas que nosso Sol. Na outra ponta do gráfico, as estrelas do tipo K e M (laranjas e anãs vermelhas) são mais frias, e suas temperaturas variam de 2.400 K a 5.700 K. Seus tamanhos ficam entre 0.7 e 0.96 comparadas com nosso Sol, com massa variando de 0.08 a 0.8.
As estrelas também sofrem alterações de tamanho e cor durante seus ciclos evolutivos. Para entender melhor esse aspecto, confira nossa matéria especial sobre o Ciclo estelar - A Vida das Estrelas do Começo ao Fim.
Nosso Sol, por exemplo, sairá da Sequência Principal e entrará na fase de estrela Gigante Vermelha, quando começar a ejetar sua massa para o espaço, deixando exposto seu núcleo, e posteriormente entrando na fase de anã branca.
Astrônomos estão constantemente decifrando o ciclo evolutivo das estrelas, e atualmente já conhecemos bastante sobre esses corpos gigantes. Se não fossem as estrelas, nós não estaríamos aqui, afinal elas são indispensáveis para a vida como conhecemos.
Mesmo nos tempos mais remotos, quando as civilizações antigas não tinham tamanho conhecimento astronômico, o Sol já era visto com grandiosidade, e muitas vezes era cultuado como um deus. Hoje, com o avanço científico, percebemos sua real importância, e quanto mais contemplamos o céu, seja de dia ou de noite, mais entendemos a fascinante história das estrelas...
Imagens: (capa-ilustração/divulgação) / Wikimedia Commons / Khemis / University of Chicago / Galeria do Meteorito / Wikimedia Commons / Charly Whisky / divulgação / Galeria do Meteorito

IRONIA CÓSMICA: BURACOS NEGROS PODEM TER TIRADO O UNIVERSO DA ESCURIDÃO

Nova pesquisa abre uma janela para revelar um dos maiores mistérios da Astronomia
Como a luz deu fim a "Idade das Trevas" do Universo, aproximadamente 500 milhões de anos após o Big Bang?
Tudo começou no Big Bang, quando o Universo expandiu exponencialmente, dando origem a uma sopa cósmica de partículas fundamentais que se esfriou rapidamente em cerca de 400.000 anos, criando uma densa nuvem de hidrogênio por toda parte.
Toda e qualquer luz emitida por estrelas e galáxias teria sido absorvida imediatamente pelo hidrogênio neutro e espesso que tomava conta do espaço. Essa era ficou conhecida como a "Idade das Trevas" do Universo. Mas de alguma forma, tudo mudou e o Universo se aqueceu novamente, e se tornou um lugar cheio de brilho como conhecemos hoje... Mas como isso aconteceu?

Idade da Trevas e a evolução do Universo de forma simplificada.
Créditos: ESO
Por incrível que pareça, estudos sugerem que os responsáveis por dar luz ao Universo novamente foram aqueles que hoje são mais conhecidos por sugá-la: os buracos negros.
Estudos anteriores dizem que a radiação UV das estrelas e galáxias não teria sido suficiente para soprar o hidrogênio neutro e acabar com a Idade das Trevas. O novo estudo, por sua vez, baseado em dados do Observatório de raios-x Chandra, fornece pistas interessantíssimas.
Os buracos negros são famosos por devorar toda luz e matéria em torno deles, mas alguns são conhecidos por ejetar potentes jatos de partículas de raios-x de alta energia.
"À medida que a matéria cai em um buraco negro, ela começa a girar em rápida rotação, e isso ejeta uma fração dela", diz o autor principal do estudo Philip Kaaret, da Universidade de Iowa. "Eles estão produzindo esses ventos fortes que poderiam se a rota de fuga da luz ultravioleta. Isso pode ser o que aconteceu na Idade das Trevas."
Kaaret e sua equipe analisaram dados do Chandra de uma galáxia chamada Tol 1247-232, localizada a cerca de 600 milhões de anos-luz da Terra. É uma das três galáxias mais próximas onde o escape da luz UV foi observado. Eles observaram uma única fonte de raios-x nessa galáxia distante, cujo brilho cresceu e depois diminuiu. Kaaret e sua equipe tinham certeza de que a fonte não poderia ser uma estrela.
"É possível que o buraco negro crie ventos que ajudam a escapar a radiação ionizante das estrelas", disse Kaaret. "Assim, os buracos negros podem ter ajudado a tornar o Universo transparente."
Ele comparou o processo com um patinador artístico girando com os braços estendidos. À medida que o patinador aproxima seus braços de seu corpo, ela gira mais rápido. Os buracos negros operam de forma semelhante. À medida que a gravidade puxa a matéria para dentro em direção a um buraco negro, o buraco negro também gira mais rápido. À medida que a atração gravitacional do buraco negro aumenta, a velocidade também cria energia.
Como em Tol 1247-232, as explosões de raios-x no Universo primordial teriam calor e energia suficientes para quebrar as nuvens de gás e poeira, permitindo que a radiação UV escapasse.

Ilustração artística mostra um buraco negro com gás circundante, criando uma ejeção de raios-X
dando origem a uma fonte de raios-X que será disparada para o espaço.
Créditos: NASA / JPL-Caltech
Segundo Kaaret, muitas estrelas do Universo primordial eram maciças, e como já sabemos, estrelas muito maciças têm uma vida curta. "Elas envelhecem rapidamente e se tornam buracos negros", disse ele. "O material em torno dos buracos negros é muito quente (milhões de Kelvin) e cria raios-x."
Apesar dos buracos negros serem os prováveis responsáveis por permitir a criação de toda a luz que vemos nos céus, a equipe gostaria de entender melhor essa questão. Se os buracos negros são mesmo os responsáveis por isso, então quais seriam os tipos de buracos negros?
A equipe não descarta a possibilidade de que as fontes de raios-x poderiam ser de objetos ultra-luminosos ou hiper-luminosos, como pares de buracos negros ou de estrelas de nêutrons.
Novas observações da galáxia Tol 1247-232 poderiam revelar se a emissão de raios-x provém de uma única fonte ou de fontes múltiplas. A equipe também está observando galáxias similares, como a Haro 11. Assim será possível confirmar se os buracos negros são mesmo os responsáveis por dar fim a Idade das Trevas, e iluminar o nosso Universo.
Imagens: (capa-NASA) / ESO / NASA / JPL-Caltech

VIDA EM SISTEMA DE SATURNO: CASSINI MOSTRA QUE ISSO É MUITO POSSÍVEL

As complexas luas de Saturno são belíssimas e possuem aparências diversificadas, mas será que alguns desses mundos poderia abrigar alguma forma de vida?
Segundo os cientistas, os oceanos de água líquida, escondidos abaixo das crostas de gelo de três dos satélites naturais de Saturno são ótimas apostas para abrigar a vida como conhecemos. Encélado, Dione e Titã provavelmente possuem grandes oceanos subterrâneos, mas a estrutura de cada um dos oceanos apresenta uma probabilidade diferente de vida.
A missão Cassini-Huygens (uma parceria da NASA, da ESA e da Agência Espacial Italiana) foi extremamente importante pra conhecer os sistema de Saturno. Lançada em 1997, 18 luas eram conhecidas e 13 eram suspeitas. Agora, o número de luas confirmadas já passou de 50. A missão Cassini revelou sete luas completamente desconhecidas que não são visíveis ​​da Terra.
O complexo sistema de luas saturnianas forma um mecanismo de ressonâncias gravitacionais peculiar. Elas perturbam as órbitas umas das outras e esculpem constantemente os anéis de Saturno. O planeta maciço interrompe gravitacionalmente as luas, e aquece consideravelmente algumas delas.
Cientistas acreditam que algo maravilhoso poderia estar acontecendo sob a superfície da pequena lua Encélado. Em 1981, quando a nave espacial Voyager 2 da NASA fez um sobrevoo em Encélado, ela se mostrou como um mundo brilhante de poucas crateras. Essa lua de apenas 505 quilômetros de largura se tornou o objeto mais brilhante do Sistema Solar por conta de sua reflexão dos raios solares.

Encélado, lua de Saturno, registrada pela sonda Cassini em julho de 2005.
Créditos: NASA / JPL / Space Science Institute
Em 2005, dados do magnetômetro de Cassini fizeram os cientistas ficarem de boca aberta: sua assinatura magnética se parecia mais com a de um cometa do com a de um satélite típico. As câmeras de Cassini registraram plumas de água contra o fundo preto do espaço, próximo da região polar.
Vários sobrevoos rasantes confirmaram que a região tinha temperaturas mais quentes do que o resto da superfície - cerca de 100°C. Foram encontradas fissuras e rachaduras da crosta gelada de Encélado, através da quais os geyseres de água eram liberados para o espaço a cerca de 1.300 km/h.
Em 12 de março de 2008, a sonda Cassini passou a apenas 50 km do pólo sul da lua, e descobriu que as plumas de água continham amônia, metano e dióxido de carbono. Em 2014, novos dados revelaram que a água dessas plumas era salgada, contendo potássio e sódio, muito parecida com a água dos oceanos da Terra. Gás de hidrogênio e cristais de silicato também foram encontrados nos jatos de água, e de acordo com os cientistas, isso só pode acontecer com água fervente.

Jatos de água de Encélado. Plumas de vapor de água registradas perto do polo sul de Encélado. Imagem feita pela sonda Cassini em novembro de 2005.
Créditos: NASA / JPL / Space Science Institute
Essas evidências sugerem portanto a presença de um oceano líquido de água salgada sob o gelo, em contato com um fundo quente e rochoso através do qual a água quente carregada de minerais flui. Provavelmente existem aberturas hidrotermais nas profundezas de Encélado, semelhantes aqueles encontrados em nosso planeta - um oásis para a vida?
Encélado é uma das maiores apostas para encontramos vida fora da Terra em nosso Sistema Solar. Essa pequena lua parece estar implorando para que retornemos com instrumentos capazes de detectar aminoácidos, moléculas de carbono e quem sabe, alguma forma de vida complexa.
Titã é dez vezes maior que Encélado, e também possui uma grande quantidade de líquidos, mas aquilo que flui em sua superfície é hidrocarboneto, e não água. Devido a sua temperatura de superfície, é difícil que encontremos água líquida, porém o metano, etano, e propano se deslocam em todos os três estados: sólido, líquido e gasoso. Sua neblina espessa dificulta qualquer observação aérea, mas sua atmosfera é rica em compostos orgânicos.

Titã e Saturno em cores reais, fotografados pela sonda Cassini em maio de 2012.
Créditos: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute
A notícia boa é que Cassini consegue observar através dessa espessa atmosfera através de ondas de radar. O pousador Huygens (pertencente a missão) tocou a superfície de Titã em janeiro de 2005, revelando um local repleto de lagos de hidrocarbonetos, muito parecido com os lagos e oceanos da Terra.
Titã também parece ter um núcleo quente. Ele completa uma volta ao redor de Saturno a cada 16 dias, mudando de forma durante essa trajetória. Se Titã fosse apenas um mundo sólido, seus efeitos de maré seriam dez vezes menores, de acordo com cientistas.
A crosta gelada de Titã pode evitar o contato da água líquida em seu interior com a mistura complexa de minerais necessários para a vida. Por conta disso, é fundamental saber se a superfície orgânica de Titã tem contato com os mares subterrâneos.

Titã e sua espessa atmosfera registrada em close-up pela sonda Cassini, em dezembro de 2005.
Ao fundo, podemos ver o polo sul de Saturno.
Créditos: NASA / JPL / Space Science Institute
Um dos maiores mistérios de Titã é a quantidade de metano que existe em sua superfície. o metano desaparece rapidamente, portanto algo deve estar reabastecendo essa grande reserva. Se houver fissuras profundas através das quais a amônia de um oceano subterrâneo salgado seja liberada, os raios solares quebrariam as moléculas, liberando muito metano... Isso também permitiria o contato da atmosfera com o oceano escondido, o que elevaria consideravelmente as chances de algum tipo de vida existir no subterrâneo.
Assim como ocorre com Encélado e Titã, as luas Dione e Tétis estão sujeitas aos efeitos de maré geradas por Saturno. Em ambos os mundos, existem manchas em suas superfícies, onde lagos de água líquida parecem congelar em uma certa escala de tempo.
Dione é semelhante a Encélado, exceto pelo seu tamanho, de 1.100 km (cerca de duas vezes maior). A crosta gelada de Dione também é mais espessa que a crosta de Encélado. Estudos sugerem que a quantidade de água líquida existente abaixo da crosta de gelo de Dione é extremamente grande. Uma futura sonda submarina poderia encontra fontes de calor e nutrientes minerais que poderiam facilmente sustentar alguma forma de vida.

Dione, Saturno e seus anéis. Registro feito pela sonda Cassini em outubro de 2005.
Créditos: NASA / JPL / Space Science Institute
Esses mundos de gelo que escondem oceanos subterrâneos não são uma exclusividade do sistema de Saturno. O sistema Plutão / Caronte, por conta do efeito de maré que um exerce sobre o outro, pode ter um núcleo aquecido, e partes de Plutão parecem ser ressurgidas do passado recente.
O gigante Júpiter também exerce forças de maré em suas luas, principalmente nas quatro observadas por Galileo há quatro séculos. Io, a lua mais interna, possui mais de 400 vulcões ativos de enxofre, e seu núcleo de ferro fundido parece ter um papel fundamental em sua geologia. De todos os mundos do Sistema Solar, Io pode ser um dos mais desérticos e tempestuosos, pois além de ser cheio de vulcões ativos, ele é o objeto mais seco do Sistema Solar. Não existem oceanos de água em Io. Mas cada um dos seus três irmãos - Europa, Ganimedes e Calisto - possui um oceano sob a superfície.

E também tem Europa, lua de Júpiter, registrada pela sonda Galileo em setembro de 1996.
Créditos: NASA / JPL / DLR
Europa é um pouco menor do que a Lua da Terra, e possui uma fina atmosfera de oxigênio. Esse mundo possui a superfície mais limpa do Sistema Solar, com poucas crateras de impacto, o que sugere que está constantemente sendo repavimentado com gelo de água, disseram cientistas. Os astrônomos que utilizam o telescópio espacial Hubble da NASA descobriram sinais de plumas de vapor de água que emanam de Europa, semelhantes aquelas encontradas em Encélado.
Algumas das luas de Saturno, como Mimas, parecem ser produto de antigas colisões catastróficas. Medindo apenas 220 km, Febe, com sua superfície escura e repleta de crateras, ejeta matéria ao espaço. Jápeto, uma das maiores luas de Saturno, possui um tom avermelhado escuro... Hipérion é um satélite pouco denso e com aparência esponjosa, lembrando muito uma pedra-pomes vulcânica. Hipérion é um dos maiores objetos irregulares (não esféricos) de todo o Sistema Solar.

Hipérion, lua de Saturno, registrada pela sonda Cassini.
Créditos: NASA / Cassini-Huygens
Muitos satélites de Saturno parecem ser asteroides capturados.. Cassini também descobriu pequenas lacunas nos anéis de Saturno, o que provavelmente resulta do nascimento de novas luas...
Saturno possui um complexo sistema de luas (além de seu famoso sistema de anéis). Não é a toa que ele é um dos planetas mais fascinantes do Sistema Solar. Cada um dos mundos que gira ao seu redor é como uma jóia rara pedindo para ser observada.
Imagens: (capa-ilustração/CCO/Kevin Gill) / NASA / JPL / JPL-Caltech / Space Science Institute / DLR / Cassini-Huygens

ASTEROIDE FLORENCE: OBSERVADAS LUAS E DETALHES IMPORTANTES

Dentre mais de 16.000 asteroides próximos da Terra, apenas 2 possuem as mesmas características de Florence
Imagens de radar mostram as duas luas do asteroide 3122 Florence.
Créditos: NASA / JPL
Astrônomos profissionais e amadores aproveitaram a grande oportunidade de observar o asteroide 3122 Florence durante sua máxima aproximação com a Terra, ocorrida no dia 1° de setembro. Aqui mesmo em nosso site tivemos uma transmissão ao vivo com imagens em tempo real dessa grande rocha espacial.
Existem poucas rochas espaciais tão grandes quanto Florence no espaço próximo do nosso planeta - cerca de 10 apenas - sendo Florence uma delas.
Com o auxílio de uma carta celeste e pequenos binóculos ou telescópios, já era possível encontrar o asteroide gigante passando nos céus. Com 4.4 km de diâmetro e chegando a apenas 7 milhões de km da Terra (atingindo magnitude aparente de 8.7), o asteroide Florence nos presentou com observações excelentes. Foi praticamente como uma missão em que uma sonda é enviada para estudar um asteroide. A diferença é que ao invés de enviarmos uma nave espacial ao seu encontro, o "nosso planeta serviu de sonda" para observá-lo.
O Observatório Goldstone da NASA, em Porto Rico, colocou suas antenas para trabalhar desde o dia 28 de agosto, e com isso, os cientistas do Centro de Estudos de Objetos Próximos da Terra (CNEOS) descobriram que o asteroide 3122 Florence possui 2 pequenos satélites naturais.
"O tamanho dessas duas luas ainda não é conhecido, mas elas provavelmente têm entre 100 e 300 metros de diâmetro", disseram membros da equipe da NASA. "O período em que as luas orbitam Florence também não é bem conhecido, mas parece ser de 8 horas para a lua mais interna e de 22 a 27 horas para a lua mais externa."
Os pesquisadores do CNEOS Lance Benner, Shantanu Naidu, Marina Brozović, e Paul Chodas (do Laboratório de Propulsão a Jato) suspeitavam que pelo menos uma pequena lua seria encontrada. Observações haviam mostrado que o asteroide Florence tinha uma rotação rápida, de aproximadamente 2.4 horas. Rotações tão rápidas como essa geralmente significam que o objeto tem um companheiro. Mas encontrar um asteroide com 2 luas é extremamente raro. Dos mais de 16.000 objetos próximos da Terra que conhecemos, apenas 3 possuem duas luas, contando com Florence. Todos os 3 sistemas foram descobertos através de observações de radar.

Animação mostra momento da máxima aproximação do asteroide Florence com a Terra.
Créditos: NASA
As imagens de radar foram feita no dia 29 de agosto, mas elas não mostravam nada ao redor do asteroide. Após algum processamento para melhorar a qualidade das imagens, foi possível detectar os dois pequenos objetos ao redor de Florence. No dia 30 de agosto, as duas pequenas luas foram vistas novamente, confirmando as observações anteriores.
Novos detalhes sobre as luas do asteroide Florence devem ser revelados em breve. Dados do Observatório do Arecibo assim como o de Green Bank, nos EUA, devem fornecer mais detalhes sobre o tamanho e densidade dos objetos, e claro, também poderão revelar mais detalhes sobre o asteroide em si. Outros observatórios ao redor do mundo - como o Badary, que fica na Rússia, próximo da fronteira com a Mongólia - também aproveitaram a passagem do asteroide Florence para observá-lo de perto.
Essa foi uma chance única de observar um asteroide gigantesco bem de perto sem gastar os milhões de dólares que esse tipo de missão geralmente consumiria.
Ao longo dos próximos 500 anos, o asteroide Florence passará próximo da Terra mais sete vezes, e somente após o ano de 2500 é que ele chegará tão perto quanto dessa vez.
Imagens: (capa-NASA) / NASA / JPL

INDICAÇÕES DE EFEITOS RELATIVISTAS EM ESTRELAS QUE ORBITAM O BURACO NEGRO SUPERMASSIVO SITUADO NO CENTRO DA GALÁXIA

Esta imagem artística mostra as órbitas de 3 das estrelas que se encontram muito próximo do buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea. A análise de dados obtidos com o VLT do ESO e outros telescópios sugere que as órbitas destas estrelas mostram os efeitos subtis previstos pela teoria da relatividade geral de Einstein. A órbita da estrela S2 parece desviar-se ligeiramente do percurso calculado pela física clássica.
A posição do buraco negro está assinalada com um círculo branco num halo azul.
Crédito: ESO/M. Parsa/L. Calçada
Uma nova análise de dados obtidos com o VLT (Very Large Telescope) do ESO e outros telescópios sugere que as órbitas das estrelas em torno do buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea mostram os efeitos subtis previstos pela teoria da relatividade geral de Einstein. A órbita da estrela S2 parece desviar-se ligeiramente do percurso calculado pela física clássica. Este resultado é um prelúdio a medições muito mais precisas e testes de relatividade que serão executados pelo instrumento GRAVITY quando a estrela S2 passar muito perto do buraco negro em 2018.
No centro da Via Láctea, a 26.000 anos-luz de distância da Terra, situa-se o buraco negro supermassivo mais próximo de nós, com uma massa de 4 milhões de vezes a massa do Sol. Este "monstro" encontra-se rodeado por um pequeno grupo de estrelas que orbitam a alta velocidade no forte campo gravitacional do buraco negro. Trata-se do ambiente perfeito para testar a física gravitacional e, em particular, a teoria da relatividade geral de Einstein.
Uma equipa de astrónomos alemães e checos aplicou novas técnicas de análise a observações já existentes das estrelas que orbitam o buraco negro, obtidas com o VLT do ESO no Chile e outros telescópios durante os últimos 20 anos. A equipa comparou as medições das órbitas das estrelas com previsões feitas, tanto com a teoria da gravidade clássica de Newton como com a teoria da relatividade geral de Einstein.
Os investigadores encontraram indicações de um pequeno desvio no movimento de uma das estrelas, chamada S2, consistente com as previsões da relatividade geral (S2 é uma estrela com 15 massas solares que se encontra numa órbita elíptica em torno do buraco negro supermassivo. Tem um período orbital de cerca de 15,6 anos e chega a aproximar-se do buraco negro 17 horas-luz — ou seja, cerca de 120 vezes a distância média entre a Terra e o Sol). O desvio devido a efeitos relativistas é de apenas alguns pontos percentuais na forma da órbita e de cerca de 1/6 de grau na orientação da órbita. Se se confirmar, esta terá sido a primeira vez que se conseguiu fazer uma medição da intensidade dos efeitos da relatividade geral em estrelas que orbitam um buraco negro supermassivo.
Marzieh Parsa, estudante de doutoramento da Universidade de Colónia, na Alemanha, e autora principal do artigo científico que descreve estes resultados, está muito satisfeita: "O Centro Galáctico é de facto o melhor laboratório para estudar o movimento de estrelas num ambiente relativista. Estou espantada como conseguimos aplicar tão bem os métodos que desenvolvemos com estrelas simuladas a dados de elevada precisão das estrelas mais interiores de alta velocidade, que se situam perto do buraco negro supermassivo."
A elevada precisão das medições de posição, possível graças aos instrumentos de ótica adaptativa do VLT a operar no infravermelho próximo, foi essencial para o sucesso deste estudo, tendo sido vital não apenas durante a aproximação da estrela ao buraco negro, mas particularmente durante o período de tempo em que S2 se encontrava mais afastada do buraco negro. Estes últimos dados permitiram determinar exatamente a forma da órbita.
"Durante a nossa análise compreendemos que para determinar os efeitos relativistas para a S2, é necessário conhecer a sua órbita completa com uma precisão muito elevada", disse Andreas Eckart, líder da equipa da Universidade de Colónia.
Para além de informação mais precisa sobre a órbita de S2, a nova análise dá-nos também a massa do buraco negro e a sua distância à Terra com um elevado grau de precisão: a equipa determinou uma massa de 4,2 milhões de vezes a massa do Sol para o buraco negro e uma distância de 8,2 kpc, o que corresponde a quase 27.000 anos-luz.
O coautor Vladimir Karas da Academia de Ciências de Praga, na República Checa, está entusiasmado com o que o futuro trará: "Este trabalho abre caminho para mais teorias e experiências nesta área da ciência."
Esta análise é precursora de um interessante período de observações do Centro Galáctico que será realizado por astrónomos em todo o mundo. Durante 2018 a estrela S2 irá aproximar-se bastante do buraco negro supermassivo. Nessa altura o instrumento GRAVITY, desenvolvido por um grande consórcio internacional liderado pelo Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik em Garching, na Alemanha, e instalado no Interferómetro do VLT, estará disponível para ajudar a medir órbitas com muito mais precisão do que o atualmente possível. Nessa altura espera-se que o GRAVITY, que se encontra já a fazer medições de alta precisão do Centro Galáctico, revele não só os efeitos da relatividade geral muito claramente, mas também permita aos astrónomos procurar desvios à relatividade geral que possam revelar uma nova física.

AS ORIGENS DA VIA LÁCTEA NÃO SÃO O QUE PARECEM

Um par de galáxias vizinhas onde a "transferência intergaláctica" pode estar a ocorrer.
Crédito: Fred Herrmann
Numa análise inédita, astrofísicos descobriram que, ao contrário do que se pensava anteriormente, até metade da matéria da nossa Via Láctea pode ter vindo de galáxias distantes. Como resultado, cada um de nós pode ser feito, em parte, de material extragaláctico.
Usando simulações de computador, a equipa de investigação encontrou um novo e importante modo como as galáxias, incluindo a nossa Via Láctea, obtiveram a sua matéria: transferência intergaláctica. As simulações mostram que as explosões de supernova expelem quantidades tremendas de gás das galáxias, o que faz com que os átomos sejam transportados de uma galáxia para outra através de poderosos ventos galácticos. A transferência galáctica é um fenómeno recém-identificado, cujas simulações indicam ser fundamental para compreender como é que as galáxias evoluem.
"Tendo em conta que a quantidade de matéria a partir da qual somos formados pode ter vindo de outras galáxias, poderíamos considerar-nos viajantes espaciais ou imigrantes extragalácticos," comenta Daniel Anglés-Alcázar, pós-doutorado do centro de astrofísica CIERA (Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics) da Universidade Northwestern, no estado norte-americano do Illinois, que liderou o estudo. "É provável que grande parte da matéria da Via Láctea estivesse noutras galáxias antes de ser expulsa por ventos poderosos, de viajar pelo espaço intergaláctico e de, eventualmente, encontrar o seu novo lar na Via Láctea."
As galáxias estão muito distantes umas das outras, assim que embora os ventos galácticos se propaguem a várias centenas de quilómetros por segundo, este processo ocorre ao longo de vários milhares de milhões de anos.

A Galáxia do Cata-Vento, ou M101, uma das galáxias espiral mais parecida com a Via Láctea.
Crédito: ESA, NASA
O professor Claude-André Faucher-Giguère e o seu grupo de pesquisa, juntamente com colaboradores do projeto FIRE ("Feedback In Realistic Environments"), que ele codirige, desenvolveram simulações numéricas sofisticadas que produziram modelos tridimensionais e realistas de galáxias, seguindo a formação de uma galáxia logo após o Big Bang e até ao presente. Anglés-Alcázar desenvolveu então algoritmos topo-de-gama para "minar" este tesouro de dados e quantificar como as galáxias adquirem matéria do Universo.
O estudo, que exigiu o equivalente a vários milhões de horas de computação contínua, foi publicado no dia 27 de julho na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
"Este estudo transforma a nossa compreensão de como as galáxias se formaram a partir do Big Bang," realça Faucher-Giguère, coautor do estudo e professor assistente de física e astronomia no Colégio Weinbeng de Artes e Ciências.
"O que este novo modo implica é que até metade dos átomos que nos rodeiam - inclusive no Sistema Solar, na Terra e em cada um de nós - não vêm da nossa própria Galáxia, mas de outras galáxias, até um milhão de anos-luz de distância," acrescenta.
Ao rastrear, com detalhe, os fluxos complexos de matéria nas simulações, a equipa de investigação descobriu que o gás é transportado de galáxias mais pequenas para galáxias maiores, como a Via Láctea, onde este produz estrelas. Esta transferência de massa, através de ventos galácticos, pode representar até 50% da matéria nas galáxias maiores.
"Nas nossas simulações, conseguimos traçar as origens das estrelas em galáxias parecidas com a Via Láctea e determinar se a estrela se formou a partir de matéria endémica à própria galáxia ou se se formou, ao invés, a partir de gás oriundo de outra galáxia," comenta Anglés-Alcázar, o autor correspondente do estudo.
Numa galáxia, as estrelas estão ligadas: uma grande coleção de estrelas em órbita de um centro de massa comum. Após o Big Bang, há quase 14 mil milhões de anos, o Universo estava preenchido com um gás uniforme - sem estrelas, sem galáxias. De seguida, tiveram lugar pequenas perturbações no gás, e estas começaram a crescer pela força da gravidade, eventualmente formando estrelas e galáxias. Depois da formação das galáxias, cada tinha a sua própria identidade.
"As nossas origens são muito menos locais do que pensávamos anteriormente," afirma Faucher-Guigère, membro do projeto CIERA. "Este estudo dá-nos uma ideia de como as coisas em nosso redor estão ligadas com objetos distantes no céu."
Os achados abrem uma nova linha de investigação na compreensão da formação galáctica, dizem os cientistas, e a previsão da transferência intergaláctica pode agora ser testada. A equipa de Northwestern planeia colaborar com astrónomos observacionais que trabalham com o Telescópio Espacial Hubble e com observatórios terrestres para testar as previsões das suas simulações.