10 de fev de 2015

Monstruosas estrelas são mal compreendidas


De acordo com nossos padrões, elas não deveriam existir, mas estão lá, impávidas: quatro estrelas gigantes, cada uma 300 vezes mais massiva do que o nosso sol. Localizadas no agrupamento estelar R136, na Nebulosa da Tarântula, essas estrelas estão cercadas por exemplares mais “modestos”, com massas que não chegam a ser 150 vezes maiores que a do sol. “A suposição de um limite máximo de 150 massas solares tem sido central em nossa teoria sobre a formação de estrelas há tempos”, ressalta o astrofísico Sugata Kaviraj, do Colégio Imperial de Londres (Inglaterra). Não é por acaso que, desde que foram descobertas em 2010, essas “estrelas-monstro” são consideradas verdadeiras aberrações.


A hipótese das fusões estelares

Em busca de uma explicação plausível para tal fenômeno, um grupo de pesquisadores da Universidade de Bonn (Alemanha) testou a hipótese de que essas “estrelas-monstro” não “nasceram” grandes, mas resultaram de fusões de estrelas menores. Para isso, eles desenvolveram uma simulação de computador que traçou as interações de mais de 170 mil estrelas de um agrupamento próximo ao R136, e com características similares. Na simulação, muitas estrelas estavam a pouca distância uma das outras. Nesse ambiente denso, a pouca estabilidade era perturbada por colisões entre as estrelas, que podiam resultar em fusões e gerar “estrelas-monstro”, com massas que desafiam as leis que conhecemos.

Para que o fenômeno se concretize, é necessário que as estrelas de um agrupamento estejam muito próximas e, além disso, sejam jovens o bastante para não ser logo desgastadas por ventos estelares. “Essas estrelas massivas sempre têm fortes ventos e perdem massa rapidamente”, explica Sambaran Banerjee, um dos responsáveis pelo estudo. “Depois de cerca de 1,5 milhão de anos o vento se torna particularmente forte e a estrela entra na chamada Fase de Wolf-Rayet. Depois de mais 500 mil anos, ela passa a ter o mesmo tamanho, similar ao daquelas que lhes deram origem. Paul Crowther, da Universidade de Sheffield (Reino Unido), liderou as primeiras observações das quatro estrelas-monstro e considera que tanto a simulação quanto a hipótese sustentada são bastante plausíveis. Banerjee, por sua vez, prefere que, no lugar de “monstros”, elas sejam chamadas de “superestrelas”.

Estrelas Wolf-Rayet: as que vivem rápido e morrem jovens

M1-67 é a mais jovem nebulosa em torno de uma estrela Wolf-Rayet, nomeada WR124, em nossa galáxia
Estrelas do tipo Wolf-Rayet são massivas (20 vezes mais do que nosso sol), quentes e que perdem suas massas rapidamente por meio de ventos solares muito fortes. Ou seja, são estrelas que vivem rápido e morrem jovens. Claro que elas não foram sempre assim. O Wolf-Rayet é um estágio normal na evolução de estrelas massivas, na qual linhas de emissão de hélio e nitrogênio (no caso das Wolf-Rayet do tipo WN) ou de hélio, carbono e oxigênio (nas do tipo WC) são visíveis. A fase final da vida dessas estrelas é a mais famosa; é quando elas explodem como uma supernova e semeiam o universo com elementos cósmicos. Mais especificamente, as Wolf-Rayets se tornam supernovas do tipo II. Essas supernovas são o colapso gravitacional de estrelas enormes, com pelo menos dez massas solares. A presença de hidrogênio é o que distingue as do tipo II de outras classes de supernova.

Vida rápida

Quando você olha para uma estrela como o sol, o que você está vendo é um equilíbrio delicado da gravidade da estrela puxando coisas para dentro e da fusão nuclear dentro dela empurrando coisas para fora. Quando essas forças são mais ou menos iguais, você tem uma massa estável. É por isso que a Terra está em uma boa vizinhança – nosso sol ainda vai viver bilhões de anos. Estar perto de uma estrela maciça como as Wolf-Rayets é como brincar com fogo, no entanto. Elas crescem rapidamente e morrem muito mais cedo do que o sol. Enquanto o nosso astro-rei ainda está transformando hidrogênio em hélio, Wolf-Rayets já estão queimando elementos como o oxigênio para tentar manter o equilíbrio.

Como esses elementos têm mais átomos por unidade, isso cria mais energia, especificamente, mais calor e radiação. Assim, a estrela começa a soprar ventos de 3,6 a 9 milhões de quilômetros por hora. Ao longo do tempo, esses ventos levam com eles as camadas exteriores da Wolf-Rayet. Isso elimina grande parte da sua massa e, ao mesmo tempo, libera seus elementos para serem usados em outras partes do universo. Eventualmente, a estrela se esgota de elementos para fundir (ela chega a consumir até seu ferro). Quando a fusão para, a pressão no seu interior cessa e não há nada que impeça a gravidade de acabar com ela. Grandes estrelas Wolf-Rayet explodem como uma supernova. As maiores veem sua gravidade deformá-las tanto que nem mesmo a luz pode escapar, criando um buraco negro.

Mistérios gigantes

Em 2004, observações do telescópio espacial Hubble da NASA levaram os cientistas a crer que a maioria das Wolf-Rayets tem uma companheira estelar. Isso poderia nos ajudar a descobrir como essas estrelas ficam tão grandes e brilhantes. Por exemplo, talvez a maior estrela (a que se transforma em uma Wolf-Rayet) se alimenta de sua companheira ao longo do tempo, reunindo massa até que se torne extremamente grande. Com mais combustível, essas grandes estrelas queimam mais rápido.
Fonte: Hypescience.com
[Phys]

Uma lente sorrindo

A smiling lens

No centro dessa imagem feita pelo Telescópio Espacial Hubble, das agências espaciais, NASA e ESA, está o aglomerado de galáxias conhecido como SDSS J1038+4849 – e ele parece estar sorrindo para nós. Você pode ver seus dois olhos laranjas e a ponta branca do seu nariz. No caso dessa “carinha feliz”, os dois olhos são galáxias muito brilhantes e as linhas do “sorriso” são na verdade, os arcos causados por um efeito conhecido como lente gravitacional forte. Os aglomerados de galáxias são as estruturas mais massivas no universo e exercem uma poderosa força gravitacional de modo que eles são capazes de distorcer o epaço-tempo ao seu redor e agir como uma verdadeira lente cósmica que pode, ampliar, distorcer e curvar a luz além deles. Esse fenômeno, crucial para muitas descobertas realizadas pelo Telescópio Espacial Hubble, pode ser explicado pela Teoria Geral da Relatividade de Einstein. Nesse caso especial da lente gravitacional, um anel – conhecido como Anel de Einstein – é produzido a partir da curvatura da luz, uma consequência do alinhamento exato e simétrico da fonte, lente e observador, resultando na estrutura em forma de anel que podemos ver nessa imagem. O Hubble tem fornecido aos astrônomos as ferramentas para pesquisar essas massivas galáxias e modelar seus efeitos de lente, permitindo que possamos vasculhar mais distante no universo do que nunca. Esse objeto foi estudado pela Wide Filed and Planetary Camera 2 (WFPC2) e pela Wide Filed Camera 3 (WFC3) do Hubble como parte de uma pesquisa de fortes lentes gravitacionais pelo universo. Uma versão dessa imagem entrou na competição de processamento de imagens do Hubble, a Hubble’s Hidden Treasures pelo competidor Judy Schmidt.
Fonte: http://www.spacetelescope.org/images/potw1506a/

VISTA revela detalhes da Nebulosa Trífida e descobre duas estrelas variáveis Cefeidas distantes por trás da nuvem cósmica

http://www.eso.org/public/images/eso1504a/
Este pequeno pedaço da imagem do rastreamento VVV do VISTA das regiões centrais da Via Láctea mostra a famosa Nebulosa Trífida à direita do centro. A nebulosa surge bastante tênue e fantasmagórica a estes comprimentos de onda do infravermelho, quando comparada com a sua imagem mais familiar no espectro visível. Esta transparência tem os seus benefícios, uma vez que objetos de fundo previamente impossíveis de observar podem agora ser vistos claramente. Entre eles estão duas estrelas variáveis Cefeidas recém descobertas, as primeiras encontradas até hoje do outro lado da Galáxia, próximo do plano central. Créditos: ESO / VVV consortium/D. Minniti
Uma nova imagem obtida com o telescópio de rastreio do ESO, o VISTA, revela a famosa Nebulosa Trífida de maneira diferente e fantasmagórica. Ao observar no infravermelho, os astrônomos podem ver para além das regiões centrais da Via Láctea obscurecidas por poeira e descobrir muitos objetos invisíveis a outros comprimentos de onda. Numa pequena parte de um dos rastreios do VISTA, os astrônomos descobriram duas estrelas variáveis Cefeidas, desconhecidas até agora e muito distantes, que se situam quase diretamente por detrás da Trífida. Estas são as primeiras estrelas deste tipo a serem descobertas no plano central da Via Láctea para além do bojo central.
http://www.eso.org/public/images/eso1504b/
Nesta versão anotada da imagem estão marcadas as posições das  duas estrelas variáveis Cefeidas descobertas pelo VISTA. Créditos: ESO / VVV consortium/D. Minniti

telescópio VISTA, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, tem por objetivo rastrear e mapear as regiões centrais da Via Láctea no infravermelho, em busca de novos objetos, no céu meridional. Este rastreio VVV (sigla de Variáveis VISTA na Via Láctea) observa várias vezes as mesmas regiões do céu no intuito de descobrir objetos que variam de brilho ao longo do tempo. Foi utilizada uma pequena fração da enorme base de dados do VVV para criar esta nova imagem de um objeto famoso, a região de formação estelar Messier 20, habitualmente chamada por Nebulosa Trífida, devido às linhas escuras fantasmagóricas que a dividem em três partes, quando observada através de um telescópio.

Nas imagens mais familiares da Trífida, no visível, a nebulosa brilha intensamente tanto na emissão cor de rosa do hidrogênio ionizado como no nevoeiro azulado da radiação dispersa por estrelas quentes jovens. São também proeminentes enormes nuvens de poeira que absorvem a radiação. No entanto, a imagem infravermelha do VISTA é muito diferente. A nebulosa aparece-nos apenas como uma sombra da sua imagem habitual no visível. As nuvens de poeira encontram-se muito menos proeminentes e o brilho intenso das nuvens de hidrogênio, assim como a estrutura em três partes, são praticamente invisíveis. Na nova imagem, como que a compensar o desvanecer da nebulosa, vemos um panorama completamente diferente mas bastante espetacular. As nuvens espessas de poeira no disco da nossa Galáxia, que absorvem a radiação visível, deixam passar a maior parte da radiação infravermelha que é observada pelo VISTA. Em vez de termos uma visão bloqueada pela poeira, o VISTA consegue observar muito além da Trífida e detectar objetos no outro lado da Galáxia, que nunca foram observados antes.

Por acaso, esta imagem mostra um exemplo perfeito das surpresas que podem ser reveladas quando obtemos imagens no infravermelho. Aparentemente próximo da Trífida no céu, mas na realidade sete vezes mais distante, descobriu-se nos dados VISTA um par de estrelas variáveis. Tratam-se de variáveis Cefeidas, um tipo de estrelas brilhantes instáveis que, com o tempo, aumentam lentamente de brilho e depois desvanecem. Este par de estrelas, que os astrônomos pensam ser os membros mais brilhantes de um aglomerado de estrelas, são as únicas variáveis Cefeidas detectadas até hoje que se encontram próximo do plano central, mas do outro lado da Galáxia. Estas estrelas aumentam de brilho e diminuem num período de tempo de onze dias.
http://www.eso.org/public/images/eso1504d/
Comparação de imagens da Nebulosa Trífida no infravermelho (acima) e no visível. Créditos:
ESO / VVV consortium / D. Minniti / Gábor Tóth
Fonte: Etrenos Aprendizes - http://eternosaprendizes.com/

LRO descobre que hidrogénio lunar é mais abundante em encostas viradas para pólo da lua

Imagem, capturada pela sonda LRO, da Cratera Hayn, localizada mesmo para nordeste de Mare Humboldtianum, dramaticamente iluminada pelo Sol, baixo, que provoca grandes sombras no chão da cratera. Crédito: NASA/GSFC/Universidade Estatal do Arizona

As viagens espaciais são difíceis e caras - custaria milhares de dólares enviar uma garrafa de água para a Lua. A descoberta recente, na Lua, de moléculas contendo hidrogénio, possivelmente incluindo água, anima os exploradores porque estes depósitos podem ser minados caso sejam suficientemente abundantes, poupando o considerável custo de levar água da Terra. A água lunar poderia ser usada para beber ou os seus componentes - hidrogénio e oxigénio - poderiam ser usados para fabricar produtos importantes à superfície que os futuros visitantes lunares precisassem, como combustível e ar respirável. Observações recentes pela sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA indicam que estes depósitos podem ser um pouco mais abundantes em encostas de crateras no hemisfério sul viradas para o Pólo sul lunar.

"Existem em média cerca de 23 partes-por-milhão mais hidrogénio nas encostas viradas para o Pólo do que nas encostas viradas para o equador," afirma Timothy McClanahan do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland. Esta é a primeira vez que se deteta uma diferença geoquímica generalizada na abundância de hidrogénio entre encostas lunares viradas para o Pólo e encostas viradas para o equador. É igual a uma diferença de 1% no sinal de neutrões detetados pelo instrumento LEND (Lunar Exploration Neutron Detector) da LRO. McClanahan é o autor principal de um artigo sobre a pesquisa, publicado na edição de 19 de Outubro da revista Icarus.

O material que contém hidrogénio é volátil (facilmente vaporizado) e pode estar na forma de moléculas de água (dois átomos de hidrogénio ligados a um átomo de oxigénio) ou moléculas de hidroxilo (um átomo de oxigénio ligado a um de hidrogénio), frouxamente ligados à superfície lunar. De acordo com McClanahan, a causa da discrepância entre as crateras com encostas viradas para o Pólo e as encostas viradas para o equador pode ser semelhante à forma como o Sol mobiliza ou redistribui água gelada de locais mais quentes para locais mais frios na superfície da Terra.

"Aqui no hemisfério norte, se sairmos à rua num dia ensolarado depois da queda de neve, notamos que existe mais neve em encostas viradas para norte porque perdem água a taxas menores do que as encostas mais iluminadas viradas para sul," explica McClanahan. "Nós pensamos que ocorre um fenómeno parecido com os voláteis na Lua - as encostas viradas para o Pólo não recebem tanta luz solar como as encostas viradas para o equador, por isso este material facilmente vaporizado permanece mais tempo e, eventualmente, acumula-se em maior quantidade nas crateras com encostas viradas na direção do Pólo."

A equipe observou a maior abundância de hidrogénio, nas encostas viradas para o Pólo, na topografia do hemisfério sul da Lua, com início entre os 50 e 60 graus de latitude sul. As encostas mais perto do Pólo sul mostram uma maior diferença na concentração de hidrogénio. Além disso, o hidrogénio foi detetado em maiores concentrações nas maiores encostas viradas para o Pólo, cerca de 45 partes-por-milhão perto de ambos os pólos. Encostas mais amplas fornecem sinais mais detetáveis do que encostas mais pequenas. O resultado indica que estas têm maiores concentrações de hidrogénio do que as regiões vizinhas.

Por outro lado, segundo McClanahan, as medições do LEND, nas maiores encostas viradas para o equador, não contrastam com as suas regiões vizinhas, o que indica que têm concentrações iguais de hidrogénio. A equipe pensa que também poderá ser encontrado mais hidrogénio nas crateras com encostas viradas para o Pólo no hemisfério norte, mas estão ainda a recolher e a analisar dados do LEND para esta região. Existem várias fontes possíveis para o hidrogénio na Lua. Os cometas e alguns asteroides contêm grandes quantidades de água e os impactos destes objetos podem transportar hidrogénio para a Lua. As moléculas que contêm hidrogénio também podem ser criadas na superfície lunar pela interação com o vento solar. O vento solar é uma fina corrente de gás constantemente soprada pelo Sol.

 A maior parte é hidrogénio e este hidrogénio pode interagir com o oxigénio em rochas de silicato e na poeira lunar para formar hidroxilo e possivelmente moléculas de água. Depois de chegarem à Lua, pensa-se que fiquem energizadas pela luz solar e, em seguida, ressaltem sobre a superfície; e ficam presas, pelo menos temporariamente, em áreas mais frias e à sombra. Desde a década de 1960 que os cientistas pensam que somente as áreas permanentemente à sombra em crateras perto dos pólos são frias o suficiente para acumular este material volátil, mas observações recentes por várias sondas espaciais, incluindo a LRO, sugerem que o hidrogénio na Lua está mais difundido.

Ainda não sabemos se o hidrogénio é abundante o suficiente para uma mineração economicamente viável. "As quantidades que estamos a detetar são ainda menores que o deserto mais seco da Terra," comenta McClanahan. No entanto, a resolução do instrumento LEND é maior que o tamanho das maiores encostas viradas para o Pólo, por isso em encostas mais pequenas, talvez com vários metros, esta concentração poderá ser significativamente maior. McClanahan diz que tudo indica que as maiores concentrações de hidrogénio estão em regiões permanentemente à sombra.

A equipa fez as observações com o instrumento LEND da LRO, que deteta hidrogénio através da contagem do número de partículas subatómicas, chamadas neutrões, libertadas da superfície lunar. Os neutrões são produzidos quando a superfície da Lua é bombardeada por raios cósmicos. O espaço é permeado por raios cósmicos, partículas de alta velocidade produzidas por eventos poderosos como erupções no Sol ou explosões de estrelas no espaço profundo. Os raios cósmicos quebram os átomos do material perto da superfície lunar, criando neutrões que saltam de átomo para átomo como uma bola de bilhar. Alguns neutrões conseguem saltar de volta para o espaço onde podem ser contados pelos detetores de neutrões.

Os neutrões das colisões de raios cósmicos têm uma gama ampla de velocidades e os átomos de hidrogénio são os mais eficientes a parar os neutrões na sua faixa média de velocidades, os chamados neutrões epitermais. As colisões com os átomos de hidrogénio no regolito lunar reduzem o número de neutrões epitermais que voam para o espaço. Quanto maior a quantidade de hidrogénio, menos neutrões epitermais o detetor LEND vai contar.
A equipa interpretou uma diminuição generalizada no número de neutrões epitermais detetados pelo LEND como sinal da presença de hidrogénio em crateras com encostas viradas para o Pólo. Combinaram dados do LEND com a topografia lunar e mapas de iluminação derivados do instrumento LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) e mapas de temperatura do instrumento Diviner (Diviner Lunar Radiometer Experiment), ambos a bordo da sonda LRO, para descobrir a maior abundância de hidrogénio e as condições associadas à superfície nas encostas viradas para o Pólo.

Além de ver se o mesmo padrão existe no hemisfério norte da Lua, a equipa quer ver se a abundância de hidrogénio muda com a transição do dia para a noite. Se assim for, dará mais força a elementos de prova de uma produção muito ativa e de um ciclo de hidrogénio na superfície lunar.
Fonte: Astronomia OnLine - Portugal


Confira os eventos astronômicos de 2015


Para você que gosta de observar o céu e as estrelas, anote os principais eventos astronômicos que devem movimentar o espaço em 2015.


Janeiro
04 – A Terra atinge o seu ponto de maior aproximação com o Sol, o chamado periélio. Segundo pesquisadores isso não influencia no aumento de temperaturas ou na sensação térmica.
14 – Mercúrio atinge máxima elongação ao entardecer. Traduzindo: no pôr do sol, Mercúrio estará na sua posição mais alta no céu, facilitando sua observação.
17 e 24 – As Luas de Júpiter vão promover um trânsito de sombras, vão passar entre o Sol e Júpiter e do nosso ponto de vista vamos ver suas sombras passando sobre o planeta.  Vai ser necessário um telescópio de porte médio para visualizar o evento.

Fevereiro
18 – Lua Negra, a terceira Lua Nova de uma estação do ano que possui 4 Luas Novas no calendário.
24 – Máxima elongação de Mercúrio, mas dessa vez ao amanhecer.

Março
01 – Período de “eclipses” de satélites geoestacionários, aqueles satélites responsáveis pelas telecomunicações. Não que isto seja um evento astronômico relevante, mas se você tem sinal de TV por assinatura que opera por sinais de satélites já deve ter notado que logo após uma súbita interrupção do sinal, surge um aviso de que explosões solares ou tempestades ionosféricas causaram o problema. Esse problema no sinal deve durar até o equinócio de outono.
05 – “Mini Lua”, ou seja, uma Lua Cheia que ocorre próximo da maior distância que Lua pode atingir da Terra (chamado de apogeu).
20 – Eclipse total do Sol, mas esse só para os leitores que estão no Ártico e equinócio de outono para quem vive no hemisfério Sul.
21 – A Lua oculta de Marte, mas só para moradores do sul da Argentina e boa parte do Chile.

Abril
04 – Eclipse lunar total. Ele pode ser visto no Brasil, ao menos em tese. Quanto mais à oeste, maiores as chances. O problema é que ele deve se iniciar com o amanhecer, por isso fica muito difícil de se ver alguma coisa.

Maio
05 – Máximo da chuva de meteoros de Eta Aquarídeos, restos do cometa Halley que a Terra intercepta todo ano. A Lua, um dia após a Cheia, prejudica sua observação.
07 – Máxima elongação do ano para Mercúrio, ao nascer do Sol.
20 e 28 – As 4 luas galileanas jogam suas sombras sobre Júpiter novamente. Evento visível só para quem tem telescópios.
30 – O cometa 19P/Borrelly pode ficar brilhante o suficiente para ser visto com um binóculo.
A sonda Dawn chega ao planeta anão Ceres, no Cinturão de Asteroides e inicia as manobras de aproximação. A órbita inicial tem 13.500 km de altura e assim a Dawn se tornará a primeira missão a estudar um planeta anão. A New Horizons só chega em Plutão em julho.

Junho
04 – Mais sombras de luas galileanas sobre Júpiter.
05 – Máxima elongação do ano, mas dessa vez para Vênus ao entardecer.
16 – O cometa C/2014 Q1 PanSTARRS atinge seu máximo de brilho previsto. Se isso acontecer, poderá ser visto a olho nu.
21 – Solstício de inverno no hemisfério sul.
24 – Mercúrio atinge a maior elongação no ano, ao nascer do Sol.

Julho
01 – Conjunção entre Vênus e Júpiter às 18h. A distância entre os dois planetas (no céu) será menor do que o tamanho de uma Lua Cheia.
06 – Plutão atinge a oposição, apenas uma semana antes do encontro com a sonda New Horizons.
14 – A sonda New Horizons cruza o plano do sistema de satélites de Plutão em sua máxima aproximação ao sistema.
31 – Segunda Lua Cheia do mês, ou seja, uma Lua Azul.

Agosto
19 – Marte cruza o aglomerado M44, conhecido como Presépio.
29 – Primeira Super Lua de 3 que ocorrerão em 2015. A Super Lua ocorre quando a Lua chega a sua fase de Cheia na sua menor distância à Terra (chamado de perigeu). Nesse caso, a Lua chegará ao perigeu e 20 horas depois alcançará a fase de Cheia.

Setembro
02 – Novo período de “eclipses” de satélites geoestacionários, novamente causando apagões nos sinais de satélites. Desta vez, com duração até o equinócio de primavera.
04 – Máxima elongação do ano de Mercúrio, para o entardecer.
13 – Eclipse parcial do Sol para quem mora na África e Oceano Índico.
23 – Equinócio de primavera para o hemisfério Sul.
28 – Evento astronômico do ano para o Brasil: Eclipse lunar total visível em todo o território nacional, com início às 21:11 e término às 03:22 da manhã, aproximadamente.
28 – Segunda Super Lua do ano. Na verdade “A” Super Lua do ano, já que ela atinge a fase de Cheia uma hora depois do perigeu.

Outubro
01 – De acordo com os modelos de aumento de brilho de cometas, o C/2013 US10 Catalina deve chegar ao seu brilho máximo. Se a previsão estiver certa, o Catalina deve ser visível a olho nu.
08 – A Lua oculta Vênus, para quem está na Austrália.
11 – A Lua oculta Mercúrio para quem está no Chile.
16 – Mercúrio atinge a máxima elongação matutina do ano.
27 – Terceira (e última) Super Lua do ano, dessa vez a fase de Cheia acontece 23 horas antes do perigeu.

Novembro
12 – Chuva de meteoros Taurídeos. Especula-se que a cada 7 anos o número de meteoros aumente muito e esse é o ano. A Lua em fase Crescente ajuda na observação.
18 – Máximo da sempre interessante chuva de meteoros Leonídeas. Lua em Quarto Crescente prejudica a observação no começo da noite.
A sonda Dawn atinge sua menor distância a Ceres, em uma órbita de 375 km de altura. Nessa posição ainda deve obter dados por 3 meses, até o fim de sua missão primária nos primeiros meses de 2016.

Dezembro
14 – Máximo da chuva de meteoros Geminídeos com uma taxa prevista de 120 meteoros por hora. A Lua estará em fase crescente, mas apenas 12% iluminada, favorecendo a observação.
21 – Solstício de verão para o hemisfério sul.
29 – Mercúrio atinge máxima elongação ao entardecer.
Fonte: G1

Como mini-netunos podem se transformar em super-terras habitáveis em sistemas de anãs vermelhas?

http://cdn.phys.org/newman/gfx/news/hires/2015/somepotentia.jpg
Irradiação forte da estrela anã vermelha hospedeira pode fazer com que exoplanetas conhecidos como mini-netunos na zona habitável expulsem suas camadas externas gasosas para o espaço e se tornem super-terras potencialmente habitáveis. Créditos: Rodrigo Luger / NASA

Recentemente olhamos um artigo de Rodrigo Luger e Rory Barnes (Universidade de Washington), onde os cientistas estudaram o caso de exoplanetas na zona habitável de uma anã vermelha que passaram por uma era de torturas provocadas pela sua estrela hospedeira. Por causa da força das marés, causando vulcanismo intenso na superfície e também pela intensa atividade estelar das estrelas jovens, a oferta da água de superfície no exoplaneta pode ter sido totalmente perdida. À medida que a anã vermelha se desenvolve lentamente na sequência principal, a camada superior da atmosfera de um exoplaneta, que acabará eventualmente a pertencer a zona habitável da anã vermelha, pode ser aquecida o suficiente para fazer com que o seu hidrogênio escape para o espaço.

Devemos nos lembrar que as estrelas anãs-vermelhas (classe M) têm uma fase de contração muito lenta (comparada com estrelas mais massivas, anãs laranjas classe K ou anãs amarelas classe G), que pode durar até um bilhão de anos. Isso expõe os exoplanetas formados em futuras zonas habitáveis à radiação extrema, com a perda do hidrogênio levando-os a uma superfície desidratada e hostil à vida. Nesses mundos, um involucro denso de oxigênio poderá eventualmente permanecer, tornando-se um caso em que podemos detectar oxigênio e equivocadamente e pensar que o exoplaneta com atmosfera de oxigênio apresenta uma falsa bio-assinatura (os detalhes sobre isso estão no artigo Enter the ‘Mirage Earth’).

Transformação de mini-netunos em super-terras

Mas, há ‘o outro lado da moeda’ nesta história, considerando os exoplanetas que não necessariamente permanecem na posição orbital onde se formaram. As forças de maré também podem causar que um exoplaneta se aproxime de sua estrela, em um processo conhecido como migração planetária. Barnes e Luger têm utilizado modelos computacionais para mostrar que as mesmas forças de distorção por marés e a fuga atmosférica pode fazer com que um exoplaneta, que começou sua vida como um “mini-netuno”, em região mais afastada do sistema estelar, seja transformado em um mundo potencialmente habitável, uma super-terra adequada a vida.


Um mini-netuno que se formou suficientemente longe da sua estrela-mãe para formar um gelado, núcleo rochoso e uma atmosfera densa de hidrogênio e hélio em zona habitável da estrela, pode eventualmente migrar para dentro da zona habitável estelar, onde os níveis de raios-X e radiação ultravioleta são muito superiores. Agora, na nova posição, a perda de gases atmosféricos pode ser uma grande vantagem, pois se as condições forem adequadas, um mundo rochoso livre da espessa atmosfera de hidrogênio pode emergir. A diminuição da radiação estelar é íngreme com o tempo, levando à perda de massa desprezível depois de cerca de um bilhão de anos. O resultado produzido é o que os pesquisadores chamam de “núcleo habitável evaporado” (HEC – habitable evaporated core), em um mundo que é provável que tenha recursos hídricos abundantes graças ao núcleo de gelo da sua formação inicial.

É claro que o timing é tudo nesse processo. Suponha uma perda bastante lenta de hidrogênio e hélio e atmosfera pesada permanecerá no exoplaneta, enquanto a estrela continua a esfriar. Ficamos, no final, com um mini-netuno na zona habitável, um mundo inóspito para a vida. Por outro lado, as simulações indicam, a muito rápida perda de hidrogênio pode resultar em um efeito estufa descontrolado, gerando um mundo completamente seco. Mas, eventualmente pode-se acontecer que o mini-netuno acabe se transformado em um exoplaneta menor e rochoso na zona habitável de sua estrela. Seja ou não esse mundo adequado para a vida, tal é uma pergunta que os pesquisadores pretendem estudar.

Luger explicou:
De qualquer maneira, esses núcleos evaporados estão, provavelmente, à espreita lá fora, nas zonas habitáveis ​​dessas estrelas e muitos podem ser descobertos nos próximos anos.

Então, exoplanetas habitáveis ​​ao redor anãs vermelhas classe M podem ser aqueles que se formaram longe da estrela hospedeira como mini-netunos ricos em gás, mundos que migraram cedo para a zona habitável vindo originalmente das regiões mais distante, além da linha de neve. A densa atmosfera de hidrogênio/hélio, neste caso, torna-se uma forma de proteger a superfície dos altos níveis de radiação emitidos pela estrela que continua a se contrair. A partir das simulações computacionais, os pesquisadores afirmam que até algumas massas terrestres de hidrogênio e hélio podem ser removidas de tais exoplanetas em um processo que pode transformá-los em núcleos evaporados habitáveis​. Do artigo científico:

Este processo é mais provável para mini-netunos com núcleos sólidos da ordem de 1 M (= uma vez a massa da Terra) e até cerca de 50% H/He do total da massa, e pode ocorrer em torno de todas as anãs vermelhas classe M, especialmente perto da extremidade interior da ZH (zona habitável). Todavia, os HECS (HEC = “núcleo habitável evaporado”) são menos propensos a se formar em torno estrelas anãs classe K ou G por causa das suas fases superluminosas mais curtas antes da sequência principal e do tempo mais reduzido da saturação de emissão de raios-X e UV. Além disso, descobrimos que as HECS não podem se formar a partir de mini-netunos com massas central superior a cerca de 2 M⊕ com mais do que um por cento de H/He do total em massa. Assim, super-Terras massivas atualmente nas HZs de anãs marrons provavelmente sempre foram rochosas. Os nossos resultados são, portanto, semelhantes aos de Lammer et al . (2014), que mostrou que os exoplanetas mais massivos do que ~ 1,5 M⊕ normalmente não podem perder o seu acrescido gás nebular nas ZHs das estrelas do tipo solar.

Sistemas com estrelas classe M são bons alvos para a descoberta de planetas potencialmente habitáveis​​, com as suas zonas habitáveis ​​perto da estrela e pela possibilidade de observações de trânsitos profundos de mundos tipo Terra ou maiores se ocultando o disco estelar. Então, quando começamos a detectar planetas com a massa da Terra ao redor das anãs classe M nos próximos anos, poderemos eventualmente estar observando núcleos habitáveis evaporados, exoplanetas de interesse obviamente astro-biológicos.
Fonte: Eternos Aprendizes - http://eternosaprendizes.com

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