quinta-feira, 11 de fevereiro de 2016

Um momento de brilho de uma estrela


Uma estrela recém formada ilumina as nuvens cósmicas à sua volta nesta nova imagem obtida no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. As partículas de poeira nas enormes nuvens que rodeiam a estrela HD 97300 difundem a sua luz, tal como acontece com os faróis de um carro num nevoeiro, criando assim a nebulosa de reflexão IC 2631. Embora a estrela HD 97300 se encontre nas luzes da ribalta por agora, a própria poeira que a torna tão proeminente anuncia o nascimento de futuras estrelas, que potencialmente lhe roubarão o protagonismo. A região resplandescente que se observa nesta nova imagem obtida com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros é uma nebulosa de reflexão chamada IC 2631. Estes objetos são nuvens de poeira cósmica que refletem a radiação de uma estrela próxima, criando um magnífico espetáculo de luz como o que aqui se mostra.

IC 2631 é a nebulosa mais brilhante situada no Complexo do Camaleão, uma enorme região de nuvens de gás e poeira que abrigam várias estrelas recém nascidas e estrelas ainda em formação. O complexo situa-se a cerca de 500 anos-luz de distância na constelação austral do Camaleão.  IC 2631 está iluminada pela estrela HD 97300, uma das estrelas mais jovens — e também a mais massiva e mais brilhante — da vizinhança. Esta região encontra-se repleta de material adequado à formação de estrelas, como é evidente pela presença das nebulosas escuras que se vêem na imagem por cima e por baixo de IC 2631. As nebulosas escuras são tão densas em gás e poeira que bloqueiam a radiação emitida pelas estrelas de fundo.

Apesar da sua presença dominante, a importância de HD 97300 deve ser colocada em perspectiva, já que se trata de uma estrela
T Tauri, a primeira fase visível para estrelas relativamente pequenas. À medida que estas estrelas vão evoluindo e atingem a fase adulta, perdem massa e diminuem. No entanto, durante a fase de T Tauri as estrelas ainda não se contraíram até ao tamanho moderado que apresentarão durante bilhões de anos como estrelas de sequência principal. Estas estrelas têm já uma temperatura à superfície semelhante à que terão na fase de sequência principal e, uma vez que os objetos T Tauri são essencialmente versões grandes da sua fase posterior, parecem mais brilhantes na sua juventude fora de proporções do que na sua maturidade.

Estes objetos ainda não começaram a queimar hidrogênio em hélio nos seus núcleos, como as estrelas normais de sequência principal, mas começam já a “movimentar os seus músculos térmicos”, gerando calor a partir da contração. As nebulosas de reflexão, como a que foi criada por HD 97300, apenas dispersam a radiação estelar de volta para o espaço. A radiação estelar mais energética, tal como a radiação ultravioleta emitida por estrelas jovens muito quentes, pode ionizar o gás circundante, fazendo com que este emita radiação e dando assim origem a nebulosas de emissão. Estas nebulosas de emissão indicam sempre a presença de estrelas mais quentes e mais poderosas que, durante a sua vida adulta, podem ser observadas a milhares de anos-luz de distância. HD 97300 não é tão poderosa e o seu momento de protagonismo não está destinado a durar.
Fonte: ESO

Outros sistemas solares não seguem as regras do nosso

sistemas solares

Em nosso sistema solar, planetas menores, como Mercúrio e Vênus, orbitam o sol de perto, enquanto planetas maiores, como Júpiter, tendem a orbitar mais de longe. Parece natural que seja assim. Porém, outros sistemas solares não seguem essa mesma regra.

Quais são as regras de outros sistemas solares
Grandes planetas que orbitam suas estrelas de muito perto, alguns a um décimo da distância que existe entre a Terra e o sol, são conhecidos como Júpiteres Quentes (assim batizados porque eles têm uma massa semelhante à de Júpiter). Ao contrário dos planetas do nosso sistema solar, alguns desses planetas têm órbitas elípticas extraordinariamente incomuns. Pesquisadores da Universidade da Califórnia, nos Estados Unidos, iniciaram estudos para descobrir como Júpiteres Quentes orbitam ao redor de suas estrelas tão de perto, e se a resposta tinha algo a ver com as suas órbitas elípticas incomuns.

Conclusão
Os pesquisadores fizeram mais de 1.000 simulações para observar os movimentos de Júpiteres Quentes em relação aos outros planetas em seus respectivos sistemas solares. E eles descobriram que os grandes planetas que orbitam mais longe dos sóis são capazes de exercer uma força gravitacional sobre os planetas que orbitam mais perto da estrela, de forma que planetas grandes surpreendentemente moldam os ângulos das órbitas dos planetas menores. Nós meio que ingenuamente esperávamos que todos os planetas se comportassem como os do nosso sistema solar, em que todos eles estão em órbita no mesmo plano”, disse Rebekah Dawson, autora principal do estudo, que foi publicado na revista Science. “Então, descobrir que existe essa população de planetas que têm uma diferença muito significativa em seus planos é surpreendente”.
Fonte: Hypescience.com

O que acontece no interior da W2246-0526, a galáxia mais brilhante do universo?

galaxia mais luminosa universo

Pesquisadores descobriram que a galáxia mais luminosa do universo, nomeada W2246-0526, parece estar se “despedaçando. O estudo, conduzido por Roberto Assef, astrônomo da Universidad Diego Portales, no Chile, será publicado na revista científica The Astrophysical Journal Letters.

PARA TODO LADO
Os cientistas estudaram a galáxia, que fica a 12,4 bilhões de anos-luz da Terra, utilizando o telescópio Atacama Large Millimeter / submillimeter Array, conhecido pela sigla ALMA. A W2246-0526 se formou cerca de um bilhão de anos após o Big Bang, e brilha tão intensamente quanto 300 trilhões de sóis. De acordo com os pesquisadores, ela está perdendo muito gás devido à grande quantidade de energia do seu buraco negro central.  Esta galáxia está se despedaçando”, afirmou Assef, líder da equipe de observação no ALMA, em um comunicado. “O momento e energia das partículas de luz depositadas no gás são tão grandes que estão empurrando-o para fora em todas as direções”.

PATINHO FEIO
W2246-0526 é um tipo de galáxia rara conhecido como “galáxia quente obscurecida por poeira” (do inglês “Hot Dust-Obscured Galaxy”, cuja sigla é Hot DOG). Em galáxias como esta, uma região intensamente brilhante e quente de material em torno do buraco negro supermassivo central, conhecida como disco de acreção, se torna turbulenta. Mas, ao contrário de outras Hot DOGs, onde o gás turbulento a partir deste processo é concentrado em uma direção, a W2246-0526 tem gás turbulento por toda a galáxia, que abrange milhares de anos-luz. O gás está se movendo a cerca de 2 milhões de quilômetros por hora. Os cientistas creem que a intensa luminosidade da galáxia poderia ser a causa deste comportamento incomum. Na verdade, a região em torno do seu buraco negro é mais de 100 vezes mais luminosa do que o resto da galáxia, exercendo enorme pressão sobre o gás. Se essas condições turbulentas continuarem, os cientistas pensam que todo o gás interestelar da galáxia poderia desaparecer.

DÚVIDA
Por enquanto, a grande incógnita para os pesquisadores é saber se este gás realmente está sendo empurrado para fora da galáxia, ou se está simplesmente “se agitando” ao redor.
Fonte: Hypescience.com
[ILFS]

Pesquisa descobre que a Terra deve ser o produto da fusão de dois planetas

lua terra e theia - teoria da fusao

Uma nova pesquisa diz ter encontrado evidências de que um planeta embrião se fundiu com a Terra, e que desta colisão nasceram tanto a lua quanto nosso planeta.


MUDANÇAS DE PERSPECTIVA
Os astrônomos estavam investigando a forma como a lua se formou. Existe uma teoria de que ela foi produzida depois de um pequeno planeta, chamado Theia, se chocou com a Terra, cerca de 4,5 bilhões de anos atrás.  Theia teria simplesmente “arrancado” um pedaço do nosso planeta então em formação, explodindo a lua em órbita e seguindo pelo espaço. Agora, um estudo da Universidade da Califórnia em Los Angeles, nos EUA, sugere que Theia na verdade nunca nos deixou.


AMOSTRAS LUNARES
A equipe analisou sete rochas lunares trazidas de volta à Terra pelas missões Apollo, assim como seis rochas vulcânicas tiradas do manto da Terra. Os cientistas estavam procurando por isótopos de oxigênio contidos nas rochas – o que significa que estavam contando o número de prótons e nêutrons nos átomos de oxigênio. Isso é importante, porque as rochas de cada corpo planetário em nosso sistema solar têm uma “impressão digital” de isótopos de oxigênio, que pode ser usada para descobrir de onde elas vêm. Por exemplo, mais de 99,9% do oxigênio na Terra é O-16, o que significa que cada átomo contém oito prótons e oito nêutrons. Mas há também pequenas quantidades de O-17 e O-18 na Terra. E é a relação entre O-16 e O-17 que os cientistas podem usar para descobrir de onde as rochas – e outras substâncias – vieram.

NOVA TEORIA
Se Theia tivesse simplesmente batido de lado com a Terra e produzido a lua, como previsto anteriormente, nosso satélite natural seria composto principalmente de rochas deste planeta embrião. Logo, as rochas da Terra e da lua teriam diferentes taxas de isótopos de oxigênio. Mas este não é o caso.  Nós não vemos qualquer diferença entre isótopos de oxigênio da lua e da Terra, eles são indistinguíveis”, disse o pesquisador Edward Young. Em vez disso, as conclusões suportam uma hipótese proposta em 2012 de que Theia e a Terra se envolveram em uma colisão frontal e acabaram se fundindo. Theia teria se “misturado” com a Terra e a lua, e por isso a composição de ambas é parecida. Não sabemos muito sobre  Theia, mas acredita-se que o embrião planetário foi semelhante em tamanho à Terra, ou à Marte. Young explica que há evidências de que Theia estava crescendo, e se tivesse sobrevivido ao acidente, teria se tornado um planeta em seu próprio direito.

PARADIGMA
Se confirmada, a pesquisa vai mudar a nossa compreensão de como a Terra se formou e evoluiu. Também poderia fornecer algumas dicas sobre de onde nossa água veio – uma colisão frontal com Theia teria provavelmente despojado a Terra de água. Se este for o caso, ela pode ter sido trazida de volta ao nosso planeta por pequenas colisões com asteroides dezenas de milhões de anos mais tarde.
Fontes: Hypescience.com

O disco voador congelado

ALMA descobre grãos de poeira inesperadamente frios em disco de formação planetária
Astrônomos usaram o ALMA e os telescópios do IRAM para fazer a primeira medida direta da temperatura dos grãos de poeira grandes situados nas regiões periféricas de um disco de formação planetária que se encontra em torno de uma estrela jovem. Ao observar de forma inovadora um objeto cujo nome informal é Disco Voador, os astrônomos descobriram que os grãos de poeira são muito mais frios do que o esperado: -266º Celsius. Este resultado surpreendente sugere que os modelos teóricos destes discos precisam de ser revisados. Uma equipe internacional liderada por Stephane Guilloteau do Laboratoire d´Astrophysique de Bordeaux, França, mediu a temperatura de enormes grãos de poeira que se encontram em torno da jovem estrela 2MASS J16281370-2431391 na região de formação estelar Rho Ophiuchi, a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra.

Esta estrela encontra-se rodeada por um disco de gás e poeira — chamado disco protoplanetário, uma vez que se encontra na fase inicial da formação de um sistema planetário. Este disco é visto de perfil quando observado a partir da Terra e a sua aparência em imagens no visível levou a que se lhe desse o nome informal de
Disco Voador.  Os astrônomos utilizaram o ALMA para observar o brilho emitido pelas moléculas de monóxido de carbono no disco da 2MASS J16281370-2431391. As imagens revelaram-se extremamente nítidas e descobriu-se algo estranho — em alguns casos o sinal recebido era negativo. Normalmente um sinal negativo é fisicamente impossível, mas neste caso existe uma explicação, que leva a uma conclusão surpreendente.

O autor principal Stephane Guilloteau explica:
Este disco não se observa sobre um céu noturno escuro e vazio mas sim em silhueta, frente ao brilho da Nebulosa Rho Ophiuchi. O brilho difuso é demasiado extenso para ser detectado pelo ALMA, no entanto é absorvido pelo disco. O sinal negativo resultante significa que partes do disco estão mais frias do que o fundo. Na realidade, a Terra encontra-se na sombra do Disco Voador!”


A equipe combinou medições do disco obtidas pelo ALMA com observações do brilho de fundo obtidas pelo telescópio
IRAM de 30 metros, situado em Espanha. Derivou-se uma temperatura para os grãos de poeira do disco de apenas -266º Celsius (ou seja, apenas 7º acima do zero absoluto, ou seja 7 Kelvin) à distância de cerca de 15 bilhões de km da estrela central. Esta é a primeira medição direta da temperatura de grãos de poeira grandes (com tamanhos de cerca de 1 milímetro) em tais objetos. A temperatura medida é muito mais baixa dos que os -258 a -253º Celsius (15 a 20 Kelvin) que a maioria dos modelos teóricos prevê.  Para explicar esta discrepância, os grãos de poeira grandes devem ter propriedades diferentes das que se assumem atualmente, de modo a permitirem o seu resfriamento até temperaturas tão baixas.

Para compreendermos qual o impacto desta descoberta na estrutura do disco, temos que descobrir que propriedades da poeira, que sejam plausíveis, podem resultar de tão baixas temperaturas. Temos algumas ideias — por exemplo, a temperatura pode depender do tamanho dos grãos, com os maiores a apresentarem temperaturas mais baixas do que os mais pequenos. No entanto, ainda é muito cedo para termos certezas,” acrescenta o co-autor do trabalho Emmanuel di Folco (Laboratoire d´Astrophysique de Bordeaux). Se estas temperaturas baixas da poeira forem encontradas como sendo uma característica normal dos discos protoplanetários, este fato pode ter muitas consequências na compreensão de como é que estes objetos se formam e evoluem.

Por exemplo, propriedades diferentes da poeira afetarão o que se passa quando as partículas colidem e portanto afetarão também o seu papel na criação das sementes da formação de planetas. Ainda não sabemos se esta alteração das propriedades da poeira é ou não significativa relativamente a este exemplo. Temperaturas baixas da poeira podem também ter um grande impacto nos discos de poeira menores que se sabe existirem. Se estes discos forem majoritariamente compostos por grãos maiores e mais frios do que o que se supõe atualmente, isto pode significar que estes discos compactos são arbitrariamente massivos e por isso podem ainda formar planetas gigantes relativamente próximos da estrela central. São claramente necessárias mais observações, no entanto parece que a poeira mais fria descoberta.
Fonte: ESO

quarta-feira, 10 de fevereiro de 2016

Planetas tipo - Terra tem interiores Tipo-Terra

Esta impressão de artista compara as estruturas da Terra (esquerda) com o exoplaneta Kepler-93b (direita), que tem 1,5 vezes o tamanho da Terra e é 4 vezes mais massivo. Uma nova investigação sugere que os mundos rochosos partilham estruturas parecidas, com um núcleo que contém cerca de um-terço da massa total, rodeado por um manto e coberto por uma crosta fina. Crédito: M. Weiss/CfA


As crianças aprendem na escola a estrutura básica da Terra: uma fina crosta exterior, um manto espesso e um núcleo com o tamanho de Marte. Mas será que esta estrutura é universal? Será que os exoplanetas em redor de outras estrelas têm as mesmas três camadas? Uma nova investigação sugere que a resposta é sim - que terão interiores muito semelhantes ao da Terra. "Queríamos ver quão parecidos com a Terra são estes planetas rochosos. E parece que são muito parecidos com a Terra," afirma Li Zeng do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, autor principal do estudo.

Para chegar a esta conclusão, Zeng e coautores aplicaram um modelo computacional conhecido como PREM (Preliminary Reference Earth Model), que é o modelo padrão para o interior da Terra. Ajustaram o modelo para acomodar massas e composições diferentes, e aplicaram-no a seis exoplanetas rochosos conhecidos cujas massas e tamanhos são bem conhecidos. Eles descobriram que todos os outros planetas, apesar das suas diferenças em relação à Terra, têm um núcleo de níquel/ferro que corresponde a cerca de 30% da massa do planeta. Em comparação, cerca de um-terço da massa da Terra está no seu núcleo. A massa restante está no manto e na crosta, tal como a Terra.

"Nós só conhecemos bem a estrutura da Terra há aproximadamente cem anos. Agora podemos calcular as estruturas de planetas em torno de outras estrelas, apesar de não os podermos visitar," acrescenta Zeng. O novo código também pode ser aplicado a mundos gelados mais pequenos, como luas ou planetas anões no Sistema Solar exterior. Por exemplo, ao inserir a massa e o tamanho de Plutão, a equipa determina que cerca de um-terço é gelo (principalmente água gelada, mas também amónia e metano gelado).

O modelo assume que os exoplanetas distantes têm composições químicas semelhantes à da Terra. Tal é razoável com base nas abundâncias relevantes dos elementos químicos essenciais como ferro, magnésio, silício e oxigénio em sistemas próximos. No entanto, planetas que se formem em regiões mais ou menos ricas em metais da Galáxia podem mostrar estruturas interiores diferentes. A equipa espera explorar estas questões em pesquisas futuras. O artigo que descreve este trabalho, da autoria de Li Zeng, Dimitar Sasselov e Stein Jacobsen, foi aceite para publicação na revista The Astrophysical Journal e está disponível online.  
Fonte: Astronomia Online                   



Misteriosas colinas flutuantes em Plutão

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As geleiras de gelo de nitrogênio em Plutão parecem carregar uma carga intrigante: numerosas e isoladas colinas que podem ser fragmentos de gelo de água das terras soerguidas da superfície de Plutão ao redor. Essas colinas individualmente medem de um a alguns quilômetros de diâmetro de acordo com as imagens e os dados enviados pela sonda New Horizons da NASA. As colinas, que estão na vasta planície de gelo, conhecida como Sputnik Planum, dentro do coração de Plutão, são provavelmente, versões em miniaturas de montanhas maiores localizadas na borda oeste da Sputnik Planum. Elas são outro exemplo da fascinante e da abundante atividade geológica de Plutão.

Devido ao fato do gelo de água ser menos denso do que o gelo dominado pelo nitrogênio, os cientistas acreditam que essas colinas de gelo de água estão flutuando num mar de nitrogênio congelado e se move com o tempo como os icebergs observados nos oceanos congelados da Terra. As colinas são provavelmente fragmentos das terras elevadas que se quebraram e estão sendo carregadas pelas geleiras de nitrogênio na Sputnik Planum. Cadeias de colinas flutuantes são formadas ao longo da passagem das geleiras.

Quando as colinas entram no terreno celular da região central da Sputnik Planum, elas se tornam sujeitas aos movimentos convectivos do gelo de nitrogênio, e são empurradas para as bordas das células, onde os aglomerados das colinas em grupos atingem cerca de 20 quilômetros de diâmetro. Na parte  terminal norte da imagem, a feição informalmente chamada de Challenger Colles – em homenagem à tripulação perdida no acidente do Ônibus Espacial Challenger – parece ser uma acumulação especialmente grande dessas colinas, medindo 60 por 35 quilômetros. Essa feição está localizada perto da borda com as terras elevadas, longe do terreno celular, e podem representar uma localização onde as colinas estão ficando espraiadas, devido ao fato do gelo de nitrogênio estar ficando especialmente raso.

A imagem acima mostra o detalhe da imagem maior que cobre boa parte do hemisfério de Plutão observado pela New Horizons. O detalhe foi obtido pelo instrumento Multispectral Visible Imaging Camera, ou MVIC da New Horizons. O norte está para cima, a iluminação vem da parte superior esquerda da imagem. A imagem tem uma resolução de cerca de 320 metros por pixel. A imagem mede quase 500 quilômetros de comprimento e cerca de 340 quilômetros de largura. Ela foi obtida a aproximadamente 16000 quilômetros de distância da superfície de Plutão, 12 minutos antes da maior aproximação da sonda New Horizons com o planeta anão.

A vizinha limpa e arrumada da Via Láctea


A galáxia anã IC 1613Crédito:ESO

Muitas galáxias encontram-se cheias de poeira, enquanto outras apresentam ocasionais faixas escuras de fuligem cósmica opaca espiralando entre o gás e as estrelas. No entanto, o alvo desta nova imagem, obtida pela câmera OmegaCAM montada no Telescópio de Rastreio do VLT no ESO, no Chile, é bastante peculiar — a pequena galáxia chamada IC 1613 é uma maníaca por limpeza! IC 1613 contém muito pouca poeira cósmica, o que permite aos astrônomos explorar o seu conteúdo com bastante facilidade. Não é apenas uma questão de aparência; a limpeza desta galáxia é vital para a compreendermos o Universo que nos rodeia. IC 1613 é uma galáxia anã situada na constelação da Baleia. Esta imagem do VST mostra a beleza pouco convencional deste objeto, deixando-nos observar suas estrelas todas espalhadas e gases rosa brilhante, em grande detalhe.

O astrônomo alemão
Max Wolf descobriu o fraco brilho de IC 1613 em 1906. Em 1928, o seu compatriota Walter Baade utilizou o poderoso telescópio de 2,5 metros instalado no Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, conseguindo observar as estrelas individuais. A partir destas observações os astrônomos concluíram que esta galáxia deveria estar muito perto de nós, uma vez que apenas era possível resolver estrelas individuais com tamanho aparente de alfinetes nas galáxias mais próximas. Desde essa altura, os astrônomos confirmaram que IC 1613 é efetivamente um membro do Grupo Local, uma coleção de mais de 50 galáxias que inclui a nossa galáxia, a Via Láctea. IC 1613 situa-se a 2,3 milhões de anos-luz de distância de nós, sendo relativamente bem estudada devido à sua proximidade. Os astrônomos descobriram que se trata de uma anã irregular, a qual não apresenta muitas das características encontradas em outras galáxias pequenas, como por exemplo um disco estrelado.

No entanto, o que falta em forma à IC 1613 é compensado em termos de limpeza. Sabemos a distância à IC 1613 com elevado grau de precisão, parcialmente devido aos níveis anomalamente baixos de poeira que se encontram lá e ao longo da nossa linha de visada — algo que permite observações muito mais claras. A segunda razão da distância ser conhecida com tanta precisão deve-se com o fato desta galáxia abrigar uma quantidade de estrelas de dois tipos:
variáveis Cefeides e variáveis RR Lyrae. Estes tipos de estrelas pulsam de forma ritmada, crescendo em brilho e tamanho de forma característica a intervalos regulares.

Como sabemos por experiência cotidiana na Terra, os objetos que brilham, tais como as lâmpadas ou as chamas das velas, parecem mais fracos à medida que nos afastamos deles. Os astrônomos usam esta regra simples da lógica para descobrir quão distantes é que os objetos no Universo estão realmente — desde que saibam quão brilhantes são na realidade, ou seja, desde que conheçam o seu brilho intrínseco. As variáveis Cefeides e RR Lyrae têm a propriedade especial do seu período de aumento e diminuição de brilho estar diretamente ligado ao seu brilho intrínseco. Por isso, ao medirem quão rápido flutuam, os astrônomos podem calcular o seu brilho intrínseco. Comparando depois esse valor ao brilho aparente medido, podemos saber quão distantes é que se encontram, de modo a parecerem tão tênues quando observados.

As estrelas para as quais se conhece o seu brilho intrínseco funcionam como
velas padrão, como os astrônomos lhes chamam, um pouco como uma vela com determinado brilho atuaria para se calcular intervalos de distância baseados no brilho observado do cintilar da sua chama. Usando velas padrão — tais como as estrelas variáveis que se encontram em IC 1613 e as menos comuns explosões de supernova do tipo Ia, que podem ser observadas ao longo de maiores distâncias cósmicas — os astrônomos construíram uma escada de distância cósmica, que penetra o espaço cada vez mais profundamente. Há décadas atrás a IC 1613 ajudou os astrônomos a determinar como usar estrelas variáveis para mapear a grande extensão do Universo. Nada mau para uma pequena galáxia sem forma!
Fonte: ESO

Uma beleza muitas vezes ignorada

Uma beleza muitas vezes ignorada

Esta fotografia da semana mostra a galáxia espiral NGC 986 situada na constelação da Fornalha. A galáxia, que foi descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop, não costuma ser fotografada muitas vezes devido à sua proximidade com o rico e famoso aglomerado de galáxias da Fornalha, o que não deixa de ser uma pena já que esta galáxia, além de ser um grande objeto científico, é também muito bonita. NGC 986 situa-se a cerca de 56 milhões de anos-luz de distância e parece quase perfeita vista de cima ou — como os astrônomos dizem, vista de face.

 A sua posição no céu permite-nos observar os dois braços espiris principais e também uma estrutura central em forma de barra, composta por estrelas e poeira, que faz com que este objeto seja classificado como uma galáxia espiral barrada. Rastreios astronômicos mostraram que cerca de dois terços de todas as galáxias espirais contêm uma barra, incluindo a Via Láctea, e por isso NGC 986 é um objeto perfeito para estudar a estrutura das galáxias e descobrir mais sobre a nossa própria casa galática, a qual se torna difícil de estudar a partir do interior.

Esta imagem, capturada pelo instrumento
FORS montado no Very Large Telescope, no Observatório do Paranal, no norte do Chile, foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, o qual visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.
Crédito: ESO

Lua foi produzida por uma colisão frontal entre Terra e um planeta em formação

Impressão de artista do evento que produziu a Lua. Crédito: William K. Hartmann


Segundo geoquímicos da UCLA (Universidade da Califórnia, Los Angeles), a Lua foi formada por uma violenta colisão de frente entre a Terra primitiva e um "embrião planetário" chamado Theia aproximadamente 100 milhões de anos depois da formação do nosso planeta. Os cientistas já sabiam deste acidente a alta velocidade, que ocorreu quase há 4,5 mil milhões de anos atrás, mas muitos pensavam que a Terra colidiu com Theia a um ângulo de 45 graus ou mais - uma poderosa colisão de lado. Novas evidências divulgadas na edição de 29 de janeiro da revista Science reforçam consideravelmente o caso de um ataque frontal.

Os investigadores analisaram sete rochas trazidas para a Terra da Lua pelas missões Apollo 12, 15 e 17, bem como seis rochas vulcânicas do manto da Terra - cinco do Hawaii e uma do estado americano do Arizona. A chave para a reconstrução do impacto gigante foi uma assinatura química revelada nos átomos de oxigénio das rochas (o oxigénio constitui 90% do volume das rochas e 50% do seu peso). Mais de 99,9% do oxigénio da Terra é O-16, assim chamado porque cada átomo contém 8 protões e 8 neutrões. Mas também existem pequenas quantidades de isótopos de oxigénio mais pesados: O-17, que tem um neutrão extra, e O-18, que tem dois neutrões extra. A Terra, Marte e outros corpos planetários no nosso Sistema Solar têm, cada um, um rácio único de O-17 para O-16 - cada um, uma "impressão digital" distinta.

Em 2014, uma equipa de cientistas alemães divulgou na Science que a Lua também tem o seu próprio e único rácio de isótopos de oxigénio, diferente do da Terra. A nova investigação descobriu que tal não é o caso. "Nós não vemos nenhuma diferença entre os isótopos de oxigénio da Terra e da Lua; são indistinguíveis," afirma Edward Young, autor principal do novo estudo e professor de geoquímica e cosmoquímica na UCLA. A equipe de pesquisa de Young usou tecnologia e técnicas topo-de-gama para fazer medições extraordinariamente precisas e cuidadosas, e verificou-as com o novo espectrómetro de massa da universidade.

O facto de que o oxigénio nas rochas da Terra e da Lua partilham assinaturas químicas foi muito revelador, afirma Young. Caso a Terra e Theia tivessem colidido num golpe lateral, a vasta maioria da Lua seria principalmente constituída pelo corpo Theia, e a Terra e a Lua teriam diferentes isótopos de oxigénio. Uma colisão de frente, no entanto, provavelmente teria resultado na composição química semelhante da Terra e da Lua. Theia foi bem misturado tanto na Terra como na Lua e uniformemente disperso entre os dois," comenta Young. "Isto explica porque é que não vemos uma assinatura diferente de Theia na Lua em relação à Terra."

Theia, que não sobreviveu à colisão (exceto que agora compõe grande parte da Terra e da Lua), estava a crescer e provavelmente ter-se-ia tornado um planeta caso a colisão não tivesse ocorrido, acrescenta Young. Ele e outros cientistas pensam que o corpo tinha aproximadamente o mesmo tamanho que a Terra; outros acham que era mais pequeno, talvez parecido com Marte.

Outra questão interessante é saber se a colisão com Theia removeu qualquer água que a Terra primitiva pudesse conter. Depois da colisão - talvez dezenas de milhões de anos mais tarde - pequenos asteroides provavelmente atingiram a Terra, incluindo aqueles ricos em água. As colisões de corpos em crescimento ocorreram com muita frequência naquela época, afirma Young, embora Marte tivesse evitado grandes colisões. A colisão frontal foi inicialmente proposta em 2012 por Matija Cuk, agora no Instituto SETI, e Sarah Stewart, professora na Universidade Davis da Califórnia; e, separadamente durante o mesmo ano, por Robin Canup do SwRI (Southwest Research Institute).
Fonte: Astronomia Online



 

A atmosfera azul de Plutão em infravermelho

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Essa imagem feita pela sonda New Horizons da NASA é a primeira feita da atmosfera de Plutão nos comprimentos de onda do infravermelho, e a primeira imagem da atmosfera feita com dados obtidos pelo instrumento Ralph/Linear Etalon Imaging Spectral Array, ou LEISA, da New Horizons. Nessa imagem, a luz do Sol vem de cima e de trás de Plutão. A imagem foi registrada no dia 14 de Julho de 2015, enquanto a sonda New Horizons estava a cerca de 180000 quilômetros de distância de Plutão. A imagem cobre o intervalo espectral completo do LEISA (de 1.25 a 2.5 mícron), que é dividido em terços, com o terço mais curto sendo colocado no canal azul, o terço intermediário no canal verde, e o terço mais longo no canal vermelho. O norte na imagem está na posição de 10 horas.

O anel azul ao redor do Plutão é causado pela luz do Sol sendo espalhado pelas partículas presentes na névoa comum na atmosfera de Plutão. Os cientistas acreditam que a névoa é poluição fotoquímica resultante da ação da luz do Sol no metano e em outras moléculas, produzindo uma mistura complexa de hidrocarbonetos como acetileno e etileno. Esses hidrocarbonetos se acumulam em pequenas partículas – com uma dimensão de uma fração de micrômetro – que espalha a luz do Sol e faz com que a névoa assuma essa coloração azulada.

A nova imagem infravermelha, quando combinada com imagens anteriores feitas em comprimentos de onda mais curtos da luz visível, dá aos cientistas pistas sobre o tamanho e sobre a distribuição das partículas. As partes esbranquiçadas ao redor do limbo de Plutão nessa imagem representam a luz do Sol saindo de áreas mais refletivas ou mais suaves na superfície de Plutão – com a mancha maior sendo a seção oeste da área conhecida como Cthulhu Regio. Outras observações feitas com o LEISA e que ainda serão enviadas para a Terra, devem registrar a parte remanescente da névoa, da parte inferior da imagem.

Explosão de buraco negro numa galáxia muito, muito distante

A radiogaláxia Pictor A. Crédito: raios-X - NASA/CXC/Univ. de Hertfordshire/M. Hardcastle et al.; rádio - CSIRO/ATNF/ATCA

A saga da "Guerra das Estrelas" conta com a fictícia "Estrela da Morte", que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. O Universo, no entanto, produz fenómenos que muitas vezes ultrapassam o que a ficção científica pode imaginar. A galáxia Pictor A é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia, localizada a quase 500 milhões de anos-luz da Terra, contém um buraco negro supermassivo no seu centro. É libertada uma quantidade enorme de energia gravitacional à medida que o material espirala em direção ao horizonte de ventos, o ponto de não retorno para o material em queda. Esta energia produz um feixe gigantesco, ou jato, de partículas que viajam quase à velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para captar imagens deste jato, os cientistas usaram o Observatório de raios-X Chandra da NASA em vários momentos dos últimos 15 anos. Os dados em raios-X pelo Chandra (azul) foram combinados com dados no rádio obtidos pelo ATCA (Australia Telescope Compact Array, a vermelho) a fim de produzir esta nova composição. Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios-X como no rádio, os cientistas procuram ganhar uma compreensão mais profunda destas explosões colimadas.

A imagem de Pictor A, em raios-X pelo Chandra, mostra um jato espetacular emanado por um buraco negro no centro da galáxia e que se prolonga por cerca de 300.000 anos-luz, na direção de um "hotspot" brilhante e um jato oposto que aponta na direção oposta.  Crédito: raios-X - NASA/CXC/Univ. de Hertfordshire/M. Hardcastle et al.; rádio - CSIRO/ATNF/ATCA

O jato [para a direita] em Pictor A é o mais próximo de nós. Exibe uma emissão contínua em raios-X com quase 300.000 anos-luz. Em comparação, a Via Láctea mede cerca de 100.000 anos-luz em diâmetro. Dada a relativa proximidade e a capacidade do Chandra em obter imagens detalhadas em raios-X, os cientistas podem observar características detalhadas no jato e testar ideias de como a emissão de raios-X é produzida. Além do jato proeminente visto a apontar para a direita na imagem, os investigadores anunciaram evidências de outro jato apontando na direção oposta. Embora evidências deste jato já tivessem sido relatadas anteriormente, estes novos dados do Chandra confirmam a sua existência. O brilho ténue do jato oposto é provavelmente devido ao seu movimento, para lá da linha de visão da Terra.

A imagem rotulada mostra a localização do buraco negro supermassivo, do jato e do jato oposto. Também está legendado um "lóbulo rádio" onde o jato empurra o gás em redor e um "hotspot" provocado por ondas de choque - semelhante com explosões sónicas de um avião supersónico - perto da ponta do jato. As propriedades detalhadas do jato e do jato oposto, observadas com o Chandra, mostram que a sua emissão de raios-X vem provavelmente de eletrões que espiralam em redor das linhas do campo magnético, um processo chamado emissão de sincotrão. Neste caso, os eletrões devem ser continuamente re-acelerados à medida que avançam ao longo do jato. Não se percebe ainda muito bem como é que isto ocorre.

Os investigadores descartaram um mecanismo diferente para a produção da emissão de raios-X do jato. Nesse cenário, os eletrões viajando para longe do buraco negro no jato, perto da velocidade da luz, movem-se pelo mar de radiação cósmica de fundo deixada para trás pela fase quente do Universo após o Big Bang. Quando um eletrão em rápido movimento colide com um destes fotões da radiação cósmica de fundo, pode aumentar a energia do fotão na banda dos raios-X.

O brilho de raios-X do jato depende da potência do feixe de eletrões e da intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios-X oriundos do jato e do jato oposto em Pictor A não corresponde com o esperado neste processo que envolve a radiação cósmica de fundo, e efetivamente elimina-a como a fonte de produção de raios-X no jato. O artigo que descreve estes resultados foi publicado na Monthly Notices da Sociedade Astronómica Real e está disponível online.
Fonte: Astronomia Online