1328: Rover Curiosity faz inventário de ingrediente-chave da vida

CIÊNCIA/TECNOLOGIA/MARTE/CURIOSITY

A partir de uma posição na depressão rasa “Yellowknife Bay”, o rover Curiosity da NASA utilizou a sua Mastcam (câmara do lado direito do mastro) para obter as imagens combinadas neste panorama de diversidade geológica.
Crédito: NASA/JPL-Caltech/MSSS

Utilizando dados do rover Curiosity da NASA, cientistas mediram pela primeira vez o carbono orgânico total – um componente chave nas moléculas da vida – nas rochas marcianas.

“O carbono orgânico total é uma das várias medições [ou índices] que nos ajudam a compreender quanto material está disponível como matéria-prima para a química pré-biótica e potencialmente biológica”, disse Jennifer Stern do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado norte-americano de Maryland.

“Encontrámos pelo menos 200 a 273 partes por milhão de carbono orgânico. Isto é comparável ou mesmo superior à quantidade encontrada nas rochas em locais de muito pouca vida na Terra, tais como partes do Deserto do Atacama na América do Sul, e mais do que foi detectado nos meteoritos marcianos.”

O carbono orgânico é carbono ligado a um átomo de hidrogénio. É a base das moléculas orgânicas, que são criadas e utilizadas por todas as formas de vida conhecidas. No entanto, o carbono orgânico em Marte não prova a existência de vida porque também pode vir de fontes não vivas, tais como meteoritos e vulcões, ou ser formado no local por reacções à superfície.

O carbono orgânico já tinha sido encontrado anteriormente em Marte, mas as medições anteriores apenas produziram informação sobre determinados compostos, ou representavam medições que capturam apenas uma porção do carbono nas rochas. A nova medição indica a quantidade total de carbono orgânico nestas rochas.

Embora a superfície de Marte seja agora inóspita para a vida, existem evidências de que há milhares de milhões de anos o clima era mais semelhante ao da Terra, com uma atmosfera mais espessa e água líquida que fluía em rios e mares. Uma vez que a água líquida é necessária para a vida tal como a entendemos, os cientistas pensam que a vida marciana, se é que alguma vez evoluiu, poderia ter sido sustentada por ingredientes chave como o carbono orgânico, se presente em quantidades suficientes.

O Curiosity está a avançar no campo da astrobiologia ao investigar a habitabilidade de Marte, estudando o seu clima e geologia. O rover perfurou amostras de rochas lamacentas com 3,5 mil milhões de anos na formação denominada “Yellowknife Bay” da Cratera Gale, o local de um antigo lago marciano.

Este lamito na Cratera Gale foi formado como sedimento muito fino (a partir do desgaste físico e químico das rochas vulcânicas) que assentou no fundo do lago e foi enterrado.

O carbono orgânico fazia parte deste material e foi incorporado no lamito. Além de água líquida e carbono orgânico, a Cratera Gale tinha outras condições propícias à vida, tais como fontes de energia química, baixa acidez e outros elementos essenciais para a biologia, tais como oxigénio, azoto e enxofre.

“Basicamente, este local teria oferecido um ambiente habitável para a vida, se é que alguma vez esteve presente”, disse Stern, autora principal de um artigo sobre esta investigação publicado dia 27 de Junho na revista PNAAS (Proceedings of the National Academy of Sciences).

Para fazer a medição, o Curiosity entregou a amostra ao seu instrumento SAM (Sample Analysis at Mars), onde um forno aqueceu a rocha em pó a temperaturas progressivamente mais elevadas. Esta experiência utilizou oxigénio e calor para converter o carbono orgânico em dióxido de carbono (CO2), cuja quantidade é medida para obter a quantidade de carbono orgânico nas rochas.

A adição de oxigénio e calor permite que as moléculas de carbono se partam e reajam com o oxigénio para produzir CO2. Algum carbono está fixado em minerais, pelo que o forno aquece a amostra a temperaturas muito elevadas para decompor esses minerais e libertar o carbono para o converter em CO2.

A experiência foi realizada em 2014, mas foram necessários anos de análise para compreender os dados e colocar os resultados no contexto de outras descobertas da missão na Cratera Gale. A experiência de recursos intensivos foi realizada apenas uma vez durante os 10 anos do Curiosity em Marte.

Este processo também permitiu com que o SAM medisse as proporções de isótopos de carbono, o que ajuda a compreender a fonte de carbono. Os isótopos são versões de um elemento com pesos (massas) ligeiramente diferentes, devido à presença de um ou mais neutrões extra no centro (núcleo) dos seus átomos. Por exemplo, o carbono-12 tem seis neutrões enquanto o mais pesado carbono-13 tem sete neutrões.

Uma vez que os isótopos mais pesados tendem a reagir um pouco mais lentamente do que os isótopos mais leves, o carbono da vida é mais rico em carbono-12. “Neste caso, a composição isotópica só nos pode realmente dizer que parte do carbono total é carbono orgânico e que parte é carbono mineral”, disse Stern.

“Embora a biologia não possa ser completamente excluída, os isótopos também não podem ser realmente utilizados para suportar uma origem biológica para este carbono, porque o intervalo de variação sobrepõe-se ao carbono ígneo (vulcânico) e ao material orgânico meteorítico, que são muito provavelmente a fonte deste carbono orgânico.”

Astronomia On-line
1 de Julho de 2022

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1327: Observando a morte de uma rara estrela gigante

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista da estrela hiper-giante vermelha VY Canis Majoris. Localizada a cerca de 3.009 anos-luz da Terra, VY Canis Majoris é possivelmente a estrela mais massiva da Via Láctea.
Crédito: NASA/ESA/Hubble/R. Humphreys, Universidade de Minnesota / J. Olmsted, STScI

Uma equipa de astrónomos liderada pela Universidade do Arizona criou uma imagem tridimensional e detalhada de uma estrela hiper-gigante moribunda. A equipa, liderada pelos investigadores Ambesh Singh e Lucy Ziurys da Universidade do Arizona, traçou a distribuição, direcções e velocidades de uma variedade de moléculas em torno de uma estrela hiper-gigante vermelha conhecida como VY Canis Majoris.

As suas descobertas, que apresentaram a 13 de Junho no 240.ª Encontro da Sociedade Astronómica Americana em Pasadena, Califórnia, oferecem perspectivas a uma escala sem precedentes sobre os processos que acompanham a morta de estrelas gigantes. O trabalho foi feito com os colaboradores Robert Humphreys da Universidade de Minnesota e Anita Richards da Universidade de Manchester, no Reino Unido.

As estrelas super-gigantes extremas, conhecidas também como hiper-gigantes, são muito raras, sendo que apenas algumas conhecidas existem na Via Láctea. Exemplos incluem Betelgeuse, a segunda estrela mais brilhante da constelação de Orionte, e NML Cygni, também conhecida como V1489 Cygni, na direção da constelação de Cisne.

Ao contrário das estrelas com massas mais baixas – que são mais propensas a inchar quando entram na fase de gigante vermelha, mas geralmente mantêm uma forma esférica – as hiper-gigantes tendem a passar por substanciais eventos de perda de massa que formam estruturas complexas e altamente irregulares compostas por arcos, aglomerados e nós.

Localizada a cerca de 3009 anos-luz da Terra, VY Canis Majoris – ou VY CMa, para abreviar – é uma estrela variável pulsante na direcção da constelação de Cão Maior.

Abrangendo entre 10.000 e 15.000 unidades astronómicas (1 unidade astronómica, ou UA, é a distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilómetros), VY CMa é possivelmente a estrela mais massiva da Via Láctea, de acordo com Ziurys.

“Pense nela como Betelgeuse em esteróides,” disse Ziurys, Professor Regente no Departamento de Química e Bioquímica da Universidade do Arizona e do Observatório Steward. “É muito maior, muito mais massiva e sofre erupções gigantescas mais ou menos a cada 200 anos.”

A equipa optou por estudar VY CMa porque é um dos melhores exemplos destes tipos de estrelas.

“Estamos particularmente interessados no que as estrelas hiper-gigantes fazem no final das suas vidas,” disse Singh, no seu 4.º ano de doutoramento e membro do laboratório de Ziurys. “As pessoas costumavam pensar que estas estrelas massivas simplesmente evoluíam para super-novas, mas já não temos a certeza.”

“Se assim fosse, deveríamos ver muitas mais explosões de super-nova pelo céu,” acrescentou Ziurys. “Pensamos agora que podem colapsar calmamente em buracos negros, mas não sabemos quais acabam assim as suas vidas, ou porque é que isso acontece e como.”

Imagens anteriores de VY CMa com o Telescópio Espacial Hubble da NASA e espectroscopia mostraram a presença de arcos distintos e outros aglomerados e nós, muitos estendendo-se milhares de UA a partir da estrela central.

Para descobrir mais detalhes dos processos pelos quais as estrelas hiper-gigantes terminam as suas vidas, a equipa começou a traçar certas moléculas em torno da hiper-gigante e a mapeá-las para imagens pré-existentes da poeira, obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble.

“Ninguém tem sido capaz de obter uma imagem completa desta estrela,” disse Ziurys, explicando que a sua equipa se propôs a compreender os mecanismos através dos quais a massa da estrela é libertada, que parecem ser diferentes dos das estrelas mais pequenas que entram na sua fase gigante vermelha no final das suas vidas.

“Não se vê esta agradável e simétrica perda de massa, mas sim células de convecção que ‘sopram’ através da fotosfera da estrela como balas gigantes e ejectam massa em diferentes direcções,” disse Ziurys. “Estas são análogas aos arcos coronais vistos no Sol, mas mil milhões de vezes maiores.”

A equipa usou o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile para rastrear uma variedade de moléculas em material ejectado a partir da superfície estelar. Enquanto algumas observações ainda estão em curso, foram obtidos mapas preliminares do óxido de enxofre, dióxido de enxofre, óxido de silício, óxido de fósforo e cloreto de sódio. A partir destes dados, o grupo construiu uma imagem da estrutura do fluxo global molecular de VY CMa em escalas que englobavam todo o material ejectado a partir da estrela.

“As moléculas traçam os arcos no invólucro, o que nos diz que as moléculas e a poeira estão bem misturadas,” disse Singh. “O que é bom nas emissões de moléculas em comprimentos de onda de rádio é que nos fornecem informação da velocidade, em oposição à emissão de poeira, que é estática.”

Ao mover as 48 antenas do ALMA para diferentes configurações, os investigadores conseguiram obter informações sobre as direcções e velocidades das moléculas e mapeá-las através das diferentes regiões do invólucro da hiper-gigante com considerável detalhe, correlacionando-as mesmo com diferentes eventos de ejecção de massa ao longo do tempo.

O processamento dos dados exigiu algum “levantamento pesado” em termos de poder computacional, disse Singh.

“Até agora, já processámos quase um terabyte do ALMA e ainda recebemos dados que temos de analisar para obter a melhor resolução possível,” disse. “Só a calibração e limpeza dos dados requer até 20.000 iterações, o que leva um dia ou dois para cada molécula.”

“Com estas observações, podemos agora colocá-las em mapas no céu,” disse Ziurys. “Até agora, apenas pequenas porções desta enorme estrutura tinham sido estudadas, mas não se consegue compreender a perda de massa e como estas grandes estrelas morrem, a menos que se olhe para toda a região. É por isso que queríamos criar uma imagem completa.”

Com o financiamento da NSF (National Science Foundation), a equipa planeia publicar as suas conclusões numa série de artigos científicos.

Astronomia On-line
1 de Julho de 2022

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1306: A estrela que sobreviveu a uma super-nova

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/ASTROFÍSICA

Esquerda: Imagem a cores da galáxia NGC 1309 antes da super-nova 2012Z. Direita: No sentido horário a partir do canto superior direito: a posição da super-nova pré-explosão; SN 2012Z durante 2013; a diferença entre as imagens pré-explosão e as observações de 2016; a localização de SN 2012Z nas últimas observações de 2016.
Crédito fotográfico: McCully et al.

Uma super-nova é a explosão catastrófica de uma estrela. As super-novas termo-nucleares, em particular, assinalam a destruição completa de uma estrela anã branca, não deixando nada para trás. Pelo menos era isso que os modelos e observações sugeriam.

Assim, quando uma equipa de astrónomos observou o local da peculiar super-nova termonuclear SN 2012Z com o Telescópio Espacial Hubble, ficaram chocados ao descobrir que a estrela tinha sobrevivido à explosão. Não só tinha sobrevivido – a estrela era ainda mais brilhante após a super-nova do que tinha sido antes.

O primeiro autor Curtis McCully, investigador pós-doutorado na Universidade da Califórnia em Santa Barbara e no Observatório Las Cumbres, publicou estas descobertas num artigo na revista The Astrophysical Journal e apresentou-as numa conferência de imprensa na 240.ª reunião da Sociedade Astronómica Americana. Os resultados intrigantes dão-nos novas informações sobre as origens de algumas das explosões mais comuns, mas misteriosas, do Universo.

Estas super-novas termo-nucleares, também chamadas super-novas do Tipo Ia, são algumas das ferramentas mais importantes do conjunto de ferramentas dos astrónomos para medir distâncias cósmicas.

Com início em 1998, as observações destas explosões revelaram que o Universo tem vindo a expandir-se a um ritmo cada vez mais acelerado. Pensa-se que isto se deve à energia escura, cuja descoberta ganhou o Prémio Nobel da Física em 2011.

Embora sejam de importância vital para a astronomia, as origens das super-novas termo-nucleares são mal compreendidas. Os astrónomos concordam que são a destruição de estrelas anãs brancas – estrelas com aproximadamente a massa do Sol “embalada” num objecto com o tamanho da Terra.

Não se sabe com certeza o que faz com que as estrelas expludam. Uma teoria postula que a anã branca rouba matéria a uma estrela companheira. Quando a anã branca se torna demasiado massiva, as reacções termo-nucleares inflamam-se no núcleo e levam a uma explosão que destrói a estrela.

SN 2012Z foi um tipo estranho de explosão termonuclear, por vezes chamada super-nova do Tipo Iax. São as primas mais ténues e fracas do Tipo Ia mais tradicional. Dado que são explosões menos potentes e mais lentas, alguns cientistas teorizaram que são super-novas do Tipo Ia falhadas. As novas observações confirmam esta hipótese.

Em 2012, a super-nova 2012Z foi detectada na galáxia espiral próxima NGC 1309, que tinha sido estudada em profundidade e capturada em muitas imagens Hubble ao longo dos anos anteriores. Em 2013 foram obtidas novas imagens pelo Hubble, num esforço concertado para identificar qual das estrelas, nas imagens mais antigas, correspondia à estrela que tinha explodido.

A análise destes dados em 2014 foi bem-sucedida – os cientistas conseguiram identificar a estrela na posição exacta da super-nova 2012Z. Esta foi a primeira vez que a estrela progenitora de uma super-nova anã branca foi identificada.

“Nós esperávamos ver uma de duas coisas quando obtivemos os dados mais recentes do Hubble,” disse McCully. “Ou a estrela tinha desaparecido completamente, ou talvez ainda lá estivesse, o que significa que a estrela que vimos nas imagens pré-explosão não foi a que explodiu. Ninguém estava à espera de ver uma estrela sobrevivente que fosse mais brilhante. Isso foi um verdadeiro quebra-cabeças.”

McCully e a equipa acham que a estrela semi-explodida ficou mais brilhante porque inchou até um estado muito maior. A super-nova não era forte o suficiente para rebentar com todo o material, pelo que parte dela caiu de novo no que se chama de remanescente ligado. Com o tempo, eles esperam que a estrela regresse lentamente ao seu estado inicial, apenas menos massiva e maior. Paradoxalmente, para as estrelas anãs brancas, quanto menos massa tiverem, maior será o seu diâmetro.

“Esta estrela sobrevivente é um pouco como Obi-Wan Kenobi que regressa como fantasma na ‘Guerra das Estrelas’,” disse o co-autor Andy Howell, professor adjunto na UC Santa Barbara e cientista sénior do Observatório Las Cumbres. “A natureza tentou destruir esta estrela, mas voltou mais poderosa do que podíamos imaginar. Continua a ser a mesma estrela, mas de volta sob uma forma diferente. Ela transcendeu a morte.”

Durante décadas os cientistas pensaram que as super-novas do Tipo Ia explodem quando uma anã branca atinge um certo limite de tamanho, chamado limite de Chandrasekhar, cerca de 1,4 vezes a massa do Sol. Esse modelo tem caído um pouco em desuso nos últimos anos, uma vez que foram descobertas muitas super-novas menos massivas, e novas ideias teóricas indicaram que existem outras coisas que as fazem explodir.

Os astrónomos não tinham a certeza se as estrelas alguma vez se aproximaram do limite de Chandrasekhar antes de explodirem. Os autores do estudo pensam agora que este crescimento até ao limite final é exactamente o que aconteceu a SN 2012Z.

“As implicações para as super-novas do Tipo Ia são profundas,” diz McCully. “Descobrimos que as super-novas pelo menos podem crescer até ao limite e explodir. No entanto, as explosões são fracas, pelo menos em parte do tempo. Agora precisamos de compreender o que faz uma super-nova falhar e tornar-se uma do Tipo Iax, e o que faz uma super-nova ter sucesso e tornar-se do Tipo Ia.”

Astronomia On-line
28 de Junho de 2022


 

1305: A Via Láctea borbulhante

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/PLANETOLOGIA/ASTROFÍSICA

Emissão do hidrogénio atómico na direcção da parte exterior (os dois painéis superiores) e interior (os dois painéis inferiores) da Via Láctea.
Crédito: Levantamento Hi4Pi; Levantamento Galfa-Hi; J. D. Soler/INAF

Um grupo internacional de astrónomos, liderado por Juan Diego Soler do INAF (Instituto Nacional de Astrofísica), na Itália, encontrou a impressão das bolhas produzidas pela explosão de estrelas moribundas na estrutura do gás que permeia a nossa Galáxia.

Fizeram esta descoberta aplicando técnicas de inteligência artificial aos dados do levantamento HI4PI, que fornece a mais detalhada distribuição do hidrogénio atómico na Via Láctea até à data. Os cientistas analisaram a estrutura filamentar na emissão do gás hidrogénio atómico. Eles inferiram que esta preservava um registo dos processos dinâmicos induzidos pelas antigas explosões de super-nova e pela rotação da Galáxia.

O hidrogénio é o principal componente de estrelas como o Sol. Contudo, o processo que faz com que as nuvens difusas de gás hidrogénio, que se espalham pela nossa Galáxia, se juntem em nuvens densas a partir das quais as estrelas acabam por se formar, ainda não é totalmente compreendido.

Uma colaboração de astrónomos liderada por Juan Diego Soler do INAF-IAPS (Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, um instituto de investigação do INAF em Roma) e do projecto ECOgal, financiado pelo Conselho Europeu de Investigação, deu agora um passo importante na compreensão do ciclo de vida da matéria-prima da formação estelar.

Soler processou dados do levantamento mais detalhado de todo o céu da emissão do hidrogénio atómico no rádio, o levantamento HI4PI, que se baseia em observações obtidas com o radiotelescópio Parkes de 64 metros na Austrália, com o radiotelescópio Effelsberg de 100 metros na Alemanha e com o GBT (Robert C. Byrd Green Bank Telescope) de 110 metros nos EUA.

“Estas observações de arquivo da linha de emissão de hidrogénio a um comprimento de onda de 21 cm contêm informações sobre a distribuição do gás no céu e a sua velocidade na direcção da observação, o que, combinado com um modelo de rotação da Via Láctea, indica a que distância estão as nuvens emissoras,” indica Sergio Molinari do INAF-INAPS, investigador principal do projecto ECOgal.

Para estudar a distribuição das nuvens de hidrogénio Galácticas, Soler aplicou um algoritmo matemático frequentemente usado na inspecção e análise automática de imagens de satélite e vídeos online. Devido à dimensão destas observações, teria sido impossível fazer esta análise a olho nu.

O algoritmo revelou uma rede extensa e intrincada de objectos semelhantes a fios finos ou filamentos. A maioria dos filamentos na parte interior da Via Láctea foram encontrados a apontar para longe do disco da nossa Galáxia.

“Estes são provavelmente os remanescentes de múltiplas explosões de super-nova que varrem o gás e formam bolhas que rebentam quando atingem a escala característica do Plano Galáctico, como bolhas que chegam à superfície num copo de espumante,” comenta Ralf Klessen.

Klessen é também o investigador principal do projeto ECOgal, que visa compreender o nosso ecossistema galáctico desde o disco da Via Láctea até à formação de estrelas e planetas. “O facto de vermos principalmente estruturas horizontais na Via Láctea exterior, onde há uma forte diminuição no número de estrelas massivas e consequentemente menos super-novas, sugere que estamos a registar a energia e o ‘input’ de momento das estrelas que moldam o gás na nossa Galáxia,” complementa o astrónomo do Centro para Astronomia da Universidade de Heidelberg na Alemanha.

“O meio interestelar, que é a matéria e radiação que existe no espaço entre as estrelas, é regulado pela formação de estrelas e super-novas, sendo estas últimas as explosões violentas que ocorrem durante as últimas fases evolutivas de estrelas que são mais de dez vezes mais massivas do que o Sol,” comenta Patrick Hennebelle, que juntamente com Klessen coordena o trabalho teórico no projecto ECOgal.

“As associações de super-novas são muito eficientes a manter a turbulência e a levantar o gás num disco estratificado,” esclarece o investigador do Departamento de Astronomia do CEA/Saclay em França. “A descoberta destas estruturas filamentares no hidrogénio atómico é um passo importante na compreensão do processo responsável pela formação estelar à escala galáctica.”

Astronomia On-line
28 de Junho de 2022


 

1304: Telescópio Espacial James Webb vai descobrir as riquezas do Universo primitivo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Esta imagem com quase 10.000 galáxias é chamada HUDF (Hubble Ultra Deep Field). Inclui galáxias de várias idades, tamanhos, formas, e cores. As galáxias mais pequenas, mais vermelhas, cerca de 100, podem estar entre as mais distantes conhecidas, existentes quando o universo tinha apenas 800 milhões de anos. As galáxias mais próximas – as maiores, mais brilhantes, espirais bem definidas e elípticas – prosperaram há cerca de mil milhões de anos, quando o cosmos tinha 13 mil milhões de anos de idade.
A imagem exigiu 800 exposições realizadas ao longo de 400 órbitas do Hubble em torno da Terra. O tempo total de exposição foi de 11,3 dias, obtido entre 24 de Setembro de 2003 e 16 de Janeiro de 2004.
Crédito: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) e equipa HUDF

Durante décadas, os telescópios têm-nos ajudado a captar a luz das galáxias que se formaram até 400 milhões de anos após o Big Bang – incrivelmente cedo no contexto da história de 13,8 mil milhões de anos do Universo. Mas como eram as galáxias que existiam ainda antes, quando o Universo era semitransparente, no início de um período conhecido como a Época da Reionização?

O Telescópio Espacial James Webb da NASA está prestes a acrescentar novas riquezas ao nosso tesouro de conhecimento, não só capturando imagens de galáxias que existiam já nas primeiras centenas de milhões de anos após o Big Bang, mas também nos fornecendo dados detalhados conhecidos como espectros. Com as observações do Webb, os investigadores vão poder dizer-nos, pela primeira vez, mais sobre a composição de galáxias individuais no Universo primitivo.

O levantamento NGDEEP (Next Generation Deep Extragalactic Exploratory Public), co-liderado por Steven L. Finkelstein, professor associado da Universidade do Texas em Austin, EUA, terá como alvo as mesmas duas regiões que compõem o HUDF (Hubble Ultra Deep Field) – locais na direcção da constelação de Fornalha onde o Hubble passou mais de 11 dias a obter exposições profundas.

Para produzir as suas observações, o Telescópio Espacial Hubble visou áreas próximas do céu simultaneamente com dois instrumentos – ligeiramente afastadas uma da outra – conhecidas como campo primário e campo paralelo. “Temos a mesma vantagem com o Webb,” explicou Finkelstein.

“Estamos a utilizar dois instrumentos científicos ao mesmo tempo, e eles vão observar continuamente”. Vão apontar o NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) do Webb para o campo primário HUDF e o NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb para o campo paralelo, obtendo o dobro do retorno de dados com o mesmo tempo de telescópio.

Para obter imagens com o NIRCam, vão observar durante mais de 125 horas. A cada minuto que passa, vão obter cada vez mais informações do Universo cada vez mais profundo. O que é que procuram? Algumas das primeiras galáxias formadas.

“Temos indicações muito boas, graças ao Hubble, de que existem galáxias 400 milhões de anos após o Big bang,” disse Finkelstein. “As que vemos com o Hubble são bastante grandes e muito brilhantes. É muito provável que existam galáxias mais pequenas e mais ténues que se formaram ainda antes e que estão à espera de serem encontradas.”

Este programa vai utilizar apenas cerca de um-terço do tempo que o Hubble passou, até à data, em investigações semelhantes. Porquê? Em parte, isto deve-se ao facto de os instrumentos do Webb terem sido concebidos para capturar radiação infravermelha. À medida que a luz viaja pelo espaço na nossa direcção, estica-se em comprimentos de onda mais longos e avermelhados devido à expansão do Universo.

“O Webb vai ajudar-nos a ultrapassar todos os limites,” disse Jennifer Lotz, coinvestigadora da proposta e directora do Observatório Gemini, parte do NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory) da NSF (National Science Foundation). “E vamos divulgar os dados imediatamente para benefício de todos os investigadores.”

Estes investigadores também vão focar-se na identificação do conteúdo metálico em cada galáxia, especialmente em galáxias mais pequenas e mais fracas que ainda não tenham sido completamente examinadas – especificamente com os espectros que o instrumento NIRISS do Webb fornece.

“Uma das formas fundamentais de traçarmos a evolução através do tempo cósmico é pela quantidade de metais que estão numa galáxia,” explicou Danielle Berg, professora assistente na Universidade do Texas em Austin e co-investigadora da proposta.

Quando o Universo começou, havia apenas hidrogénio e hélio. Novos elementos foram formados por sucessivas gerações de estrelas. Ao catalogar o conteúdo de cada galáxia, os investigadores serão capazes de traçar exactamente quando vários elementos já existiam e actualizar modelos que projectam como as galáxias evoluíram no Universo primitivo.

Revelando novas camadas

Outro programa, liderado por Michael Maseda, professor assistente na Universidade de Wisconsin-Madison, vai examinar o campo primário HUDF usando a rede de obturadores do NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) do Webb.

Este instrumento fornece espectros para objectos específicos, dependendo de quais os obturadores em miniatura os investigadores abrem. “Estas galáxias existiram durante os primeiros mil milhões de anos da história do Universo, sobre os quais temos muito pouca informação até à data,” explicou Maseda. “O Webb vai fornecer a primeira grande amostra que nos dará a oportunidade de as compreender em detalhe.”

Sabemos que estas galáxias existem devido a extensas observações que esta equipa fez – juntamente com uma equipa internacional de investigação – com o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) do VLT (Very Large Telescope). Embora o MUSE seja o “batedor”, identificando galáxias mais pequenas e mais fracas neste campo profundo, o Webb será o primeiro telescópio a caracterizar totalmente as suas composições químicas.

Estas galáxias extremamente distantes têm implicações importantes para a nossa compreensão de como as galáxias se formaram no Universo primitivo. “O Webb vai abrir um novo espaço para a descoberta,” explicou Anna Feltre, do INAF (Instituto Nacional de Astrofísica) na Itália e co-investigadora. “Os seus dados vão ajudar-nos a aprender precisamente o que acontece à medida que uma galáxia se forma, incluindo quais os metais que contêm, quão rapidamente crescem e se já têm buracos negros.”

Esta investigação será realizada como parte dos programas GO (General Observer) do Webb, que são seleccionados competitivamente usando uma revisão duplamente anónima, o mesmo sistema que é usado para atribuir tempo de observação com o Telescópio Espacial Hubble.

Astronomia On-line
28 de Junho de 2022


 

1276: Gliese 486 b: uma Pedra de Roseta para o estudo exoplanetário

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/EXOPLANETOLOGIA

Impressão de artista do exoplaneta Gliese 486 b, com valores determinados da massa, raio e densidade.
Crédito: RenderArea

Uma equipa internacional, com a participação do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), mediu a massa e o raio de um exoplaneta do tipo Terra com uma precisão sem precedentes. A análise detalhada permite fazer previsões robustas sobre a estrutura e composição do seu interior e atmosfera. O estudo foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Desde que o primeiro exoplaneta em torno de uma estrela do tipo solar, 51 Pegasi b, foi descoberto em 1995, a comunidade astronómica tem vindo a encontrar novos exoplanetas cada vez menos massivos, cada vez mais próximos e cada vez mais semelhantes à Terra.

Uma investigação recente, liderada pelo CAB (Centro de Astrobiologia, na Espanha), foi capaz de modelar o interior e estimar as dimensões relativas do núcleo (metálico) e do manto (rochoso) do exoplaneta Gliese 486 b, uma super-Terra quente descoberta em 2021 em órbita da estrela anã vermelha próxima Gliese 486, a apenas 26 anos-luz do Sol.

Graças a dados cuidadosamente obtidos com um conjunto de instrumentos e telescópios espaciais, tais como o CHARA, CHEOPS, o Telescópio Espacial Hubble, MAROON-X, TESS e CARMENES, a equipa também fez previsões sobre a composição da atmosfera do planeta e a sua detectabilidade com o Telescópio Espacial James Webb, que em breve apontará o seu espelho segmentado para o sistema planetário.

“Gliese 486 b tornou-se a Pedra de Roseta da exoplanetologia”, explica José A. Caballero, investigador do CAB que liderou a investigação. “No Sistema Solar, temos os planetas terrestres Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. Agora, o quinto planeta terrestre mais bem estudado do Universo é Gliese 486 b.”

Para a equipa científica, os resultados mais importantes por detrás deste trabalho não são os valores em si, mas as oportunidades que eles oferecem a estudos futuros. Estes incluem os relacionados com a formação de campos magnéticos planetários no núcleo externo metálico líquido, porque Gliese 486 b parece ter um como a nossa Terra. Estes campos magnéticos podem actuar como um escudo contra as tempestades originadas na hospedeira estelar e prevenir a erosão da atmosfera.

Embora Gliese 486 b pareça ser demasiado quente para ser habitável, devido à sua caracterização precisa, pode tornar-se o primeiro (e único, de momento) planeta onde podemos formular questões relevantes, tais como se tem uma atmosfera primitiva feita de hidrogénio e hélio, ou se é composta de dióxido de carbono e vapor de água de erupções vulcânicas, ou até se tem tectónica de placas.

Muitos dos dados utilizados no estudo foram obtidos com o espectrógrafo CARMENES, acoplado no telescópio de 3,5 m em Calar Alto, Almeria, Espanha. O consórcio deste instrumento compreende onze instituições de investigação na Espanha e na Alemanha. O seu objectivo é a monitorização de cerca de 350 anãs vermelhas em busca de sinais de planetas de baixa massa.

Os cientistas também obtiveram observações espectroscópicas com o MAROON-X no telescópio Gemini North de 8,1 m (EUA) e com o instrumento STIS, a bordo do Telescópio Espacial Hubble. As observações fotométricas para derivar o tamanho do planeta provêm do CHEOPS (CHaracterising ExOPlanets Satellite) e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA.

O raio da estrela foi medido com a rede CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) em Mount Wilson, Califórnia. Uma bateria de telescópios mais pequenos, incluindo telescópios amadores, foi utilizada para determinar o período de rotação da estrela.

Astronomia On-line
24 de Junho de 2022


 

1275: Cientistas identificam possível fonte para a calote vermelha de Caronte

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) combinaram dados da missão New Horizons da NASA com novas experiências laboratoriais e modelagem exosférica para revelar a composição provável da calote da lua de Plutão, Caronte, e como esta pode ter sido formada. Novas descobertas sugerem surtos sazonais drásticos na atmosfera fina de Caronte, combinados com a quebra ligeira de geada de metano, podem ser fundamentais para compreender as origens das zonas polares vermelhas de Caronte.
Crédito: NASA/APL de Johns Hopkins/SwRI

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) combinaram dados da missão New Horizons da NASA com novas experiências laboratoriais e modelagem exosférica para revelar a provável composição da calote avermelhada da lua de Plutão, Caronte, e como esta pode ter sido formada.

Esta primeira descrição da atmosfera dinâmica de metano de Caronte, utilizando novos dados experimentais, fornece um fascinante vislumbre das origens da zona vermelha da lua, como descrita em dois artigos científicos recentes.

“Antes da New Horizons, as melhores imagens Hubble de Plutão revelaram apenas uma mancha difusa de luz refletida,” disse Randy Gladstone do SwRI, membro da equipa científica da sonda New Horizons.

“Para além de todas as características fascinantes descobertas na superfície de Plutão, a passagem rasante revelou uma característica invulgar em Caronte, uma surpreendente região avermelhada centrada no seu pólo norte.”

Logo após o encontro de 2015, os cientistas da New Horizons propuseram que um material avermelhado “semelhante a tolinas” no pólo de Caronte pudesse ser sintetizado por luz ultravioleta, quebrando as moléculas de metano. Estas são capturadas depois de escaparem de Plutão e então congeladas nas regiões polares da lua durante as suas longas noites de inverno.

As tolinas são resíduos orgânicos pegajosos formados por reacções químicas alimentadas pela luz, neste caso o brilho ultravioleta de Lyman-alpha espalhado por átomos de hidrogénio interplanetários.

“As nossas descobertas indicam que os drásticos surtos sazonais na fina atmosfera de Caronte, bem como a luz que decompõe a geada de metano, são fundamentais para compreender as origens da zona polar vermelha de Caronte,” disse o Dr. Ujjwal Raut do SwRI, autor principal do artigo publicado na revista Science Advances. “Este é um dos exemplos mais ilustrativos e marcantes das interacções superfície-atmosfera até agora observadas num corpo planetário.”

A equipa replicou realisticamente as condições da superfície de Caronte no CLASSE (Center for Laboratory Astrophysics and Space Science Experiments) do SwRI para medir a composição e a cor dos hidrocarbonetos produzidos no hemisfério de inverno de Caronte, à medida que o metano congela sob o brilho de Lyman-alpha. A equipa inseriu as medições num novo modelo atmosférico de Caronte para mostrar a decomposição do metano em resíduos na mancha polar norte de Caronte.

“As experiências de ‘fotólise dinâmica’ da nossa equipa proporcionaram novos limites à contribuição de Lyman-alpha interplanetária para a síntese do material vermelho de Caronte,” disse Raut. “A nossa experiência condensou metano numa câmara de vácuo sob exposição a fotões de Lyman-alpha para replicar com alta fidelidade as condições nos pólos de Caronte.”

Os cientistas do SwRI também desenvolveram uma nova simulação de computador para modelar a fina atmosfera de metano de Caronte.

“O modelo aponta para pulsações sazonais ‘explosivas’ na atmosfera de Caronte devido a mudanças extremas nas condições ao longo da grande viagem de Plutão em torno do Sol,” disse o Dr. Ben Teolis, autor principal de um segundo artigo publicado na revista Geophysical Research Letters.

A equipa introduziu os resultados das experiências ultra-realistas do SwRI no modelo atmosférico para estimar a distribuição de hidrocarbonetos complexos emergentes da decomposição do metano sob a influência da luz ultravioleta. O modelo tem zonas polares que geram principalmente etano, um material incolor que não contribui para uma cor avermelhada.

“Nós pensamos que a radiação ionizante do vento solar decompõe a geada polar Lyman-alpha ‘cozida’ para sintetizar materiais cada vez mais complexos e avermelhados responsáveis pelo albedo único nesta lua enigmática,” disse Raut. “O etano é menos volátil do que o metano e permanece congelado à superfície de Caronte muito depois do nascer-do-Sol da primavera.

A exposição ao vento solar pode converter o etano em depósitos persistentes na superfície avermelhada que contribuem para a calote vermelha de Caronte.”

“A equipa está preparada para investigar o papel do vento solar na formação da calote polar avermelhada,” disse o Dr. Josh Kammer do SwRI, que para tal já assegurou financiamento da NASA.

Astronomia On-line
24 de Junho de 2022


 

1274: InSight obtém algumas semanas extra de ciência marciana

CIÊNCIA/ASTRONOMIA/MARTE

O “lander” InSight da NASA captou esta “selfie” final a 24 de Abril de 2022, o 1211.º dia marciano, ou sol, da missão. O módulo de aterragem está coberto de muito mais poeira do que estava na sua primeira “selfie”, tirada em Dezembro de 2018, pouco tempo depois da aterragem – ou na sua segunda “selfie”, composta de imagens tiradas em Março e Abril de 2019.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

A equipa da missão InSight optou por operar o seu sismómetro durante mais tempo do que o anteriormente planeado, embora o “lander” fique, como resultado, sem energia mais cedo.

À medida que a potência disponível para o módulo de aterragem InSight da NASA diminui de dia para dia, a equipa reviu a linha temporal da missão a fim de maximizar a ciência que ainda pode realizar. O “lander” foi projectado para desligar automaticamente o sismómetro – o último instrumento científico operacional do InSight – até ao final de Junho, a fim de conservar energia, sobrevivendo com a energia que os seus painéis solares carregados de poeira podem gerar até mais ou menos Dezembro.

Em vez disso, a equipa planeia agora programar o “lander” para que o sismómetro possa funcionar durante mais tempo, talvez até ao final de Agosto ou início de Setembro. Ao fazê-lo, as baterias do módulo de aterragem serão desligadas mais cedo e o InSight ficará sem energia também nessa altura, mas poderá permitir que o sismómetro detecte sismos marcianos adicionais.

“O InSight ainda não terminou de nos ensinar mais sobre Marte,” disse Lori Glaze, directora da Divisão de Ciências Planetárias da NASA em Washington. “Vamos obter toda a ciência que pudermos antes do ‘lander’ concluir as operações.”

O InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) está numa missão alargada após ter alcançado os seus objectivos científicos. O “lander” detectou mais de 1300 sismos marcianos desde que aterrou em Marte em 2018, fornecendo informação que permitiu aos cientistas medir a profundidade e composição da crosta, manto e núcleo de Marte. Com os seus outros instrumentos, o InSight registou dados meteorológicos inestimáveis, investigou o solo sob o módulo e estudou o que resta do antigo campo magnético de Marte.

Todos os instrumentos, excepto o sismómetro, já foram desligados. Tal como outras missões marcianas, o InSight tem um sistema de protecção contra falhas que activa automaticamente o “modo de segurança” em situações ameaçadoras e desliga todas as funções, excepto as suas funções mais essenciais, permitindo aos engenheiros avaliar a situação. A baixa potência e as temperaturas que derivam para fora dos limites predeterminados podem ambos desencadear o modo de segurança.

Para permitir com que o sismómetro continue a funcionar durante o máximo de tempo possível, a equipa da missão está a desligar o sistema de protecção contra falhas do InSight. Embora isto permita que o instrumento funcione durante mais tempo, deixa o módulo de aterragem desprotegido contra acontecimentos súbitos e inesperados aos quais os controladores na Terra não teriam tempo de responder.

“O objectivo é obter dados científicos até ao ponto em que o InSight já não possa funcionar, em vez de conservar energia e operar o módulo terrestre sem qualquer benefício científico,” disse Chuck Scott, gestor do projecto InSight no JPL da NASA no sul da Califórnia, EUA.

Astronomia On-line
24 de Junho de 2022


 

1250: Astrónomos descobrem um sistema multi-planetário próximo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Ilustração dos dois recém-descobertos exoplanetas rochosos que podem ser ideais para observações atmosféricas de acompanhamento.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

Astrónomos de várias instituições descobriram um novo sistema multi-planetário na nossa vizinhança solar situado a apenas 10 parsecs, ou cerca de 33 anos-luz, da Terra, tornando-o um dos sistemas multi-planetários conhecidos mais próximos do nosso.

No coração do sistema encontra-se uma pequena e fria estrela anã M, chamada HD 260655, e os astrónomos descobriram que alberga pelo menos dois planetas terrestres do tamanho da Terra. Os mundos rochosos provavelmente não são habitáveis, pois as suas órbitas são relativamente íntimas, expondo os planetas a temperaturas demasiado elevadas para sustentar água líquida à superfície.

No entanto, os cientistas estão entusiasmados com este sistema porque a proximidade e o brilho da sua estrela vão dar-lhes uma visão mais detalhada das propriedades dos planetas e dos sinais de qualquer atmosfera que possam conter.

“Ambos os planetas neste sistema são, cada um, considerados dos melhores alvos para estudo atmosférico devido ao brilho da sua estrela,” diz Michelle Kunimoto, pós-doutorada do Instituto Kavli para Astrofísica e Investigação Espacial do MIT e uma das principais cientistas da descoberta.

“Será que existe uma atmosfera rica e volátil em torno destes planetas? E será que existem sinais de espécies à base de água ou de carbono? Estes planetas são testes fantásticos para estas explorações.”

O poder dos dados

O novo sistema planetário foi inicialmente detectado pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, uma missão liderada pelo MIT que foi concebida para observar as estrelas mais próximas e brilhantes e detectar quedas periódicas na luz, quedas estas que poderiam assinalar a passagem de um planeta.

Em Outubro de 2021, Kunimoto, membro da equipa científica do TESS no MIT, estava a monitorizar os dados que estavam a ser transmitidos pelo TESS quando reparou num par de mergulhos periódicos na luz estelar, ou trânsitos, na estrela HD 260655.

Ela correu as detecções através do “pipeline” de inspecção científica da missão e os sinais foram logo classificados como dois objectos de interesse TESS, ou TOI (TESS Objects of Interest) – objectos assinalados como potenciais planetas. Os mesmos sinais também foram encontrados independentemente pelo SPOC (Science Processing Operations Center), o “pipeline” oficial da busca exoplanetária do TESS, com sede no Centro Espacial Ames da NASA.

Os cientistas normalmente fazem observações de acompanhamento, com outros telescópios, para confirmar que os objectos são de facto planetas.

O processo de classificação e posterior confirmação de novos planetas pode muitas vezes demorar vários anos. Para HD 260655, esse processo foi encurtado significativamente com a ajuda de dados de arquivo.

Logo após Kunimoto ter identificado os dois potenciais planetas em torno de HD 260655, Avi Shporer, também do MIT, procurou ver se a estrela tinha sido observada anteriormente por outros telescópios.

Por sorte, HD 260655 estava listada num levantamento de estrelas realizado pelo HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer), um instrumento que opera como parte do Observatório Keck no Hawaii. O HIRES tinha vindo a monitorizar a estrela, juntamente com uma série de outras estrelas, desde 1998, e os investigadores puderam ter acesso aos dados do levantamento disponíveis ao público.

HD 260655 também estava listada como parte de outro levantamento independente pelo CARMENES, um instrumento que funciona como parte do Observatório de Calar Alto na Espanha. Como estes dados eram privados, a equipa contactou membros tanto do HIRES como do CARMENES com o objectivo de combinar o poder dos seus dados.

“Estas negociações são por vezes bastante delicadas,” observa Shporer. “Felizmente, as equipas concordaram em trabalhar em conjunto. Esta interacção humana é quase tão importante na obtenção de dados [como as observações propriamente ditas].”

Atracção planetária

No final, este esforço colaborativo confirmou rapidamente a presença de dois planetas em torno de HD 260655 em cerca de seis meses.

Para confirmar que os sinais do TESS eram, de facto, de dois planetas em órbita, os investigadores examinaram os dados da estrela tanto do HIRES como do CARMENES. Ambos os levantamentos medem a oscilação gravitacional de uma estrela, também conhecida como velocidade radial.

“Cada planeta em órbita de uma estrela vai exercer um pequeno puxão gravitacional na sua estrela,” explica Kunimoto. “O que procuramos é qualquer movimento ligeiro dessa estrela que possa indicar que um objecto de massa planetária está a puxá-la.”

A partir dos dois conjuntos de dados de arquivo, os investigadores encontraram sinais estatisticamente significativos de que os sinais detectados pelo TESS eram, de facto, dois planetas em órbita.

“Foi aí que soubemos que tínhamos encontrado algo muito excitante,” diz Shporer.

A equipa analisou então mais de perto os dados do TESS para determinar as propriedades de ambos os planetas, incluindo os períodos orbitais e tamanhos. Determinaram que o planeta interior, apelidado HD 260655b, orbita a estrela a cada 2,8 dias e é cerca de 1,2 vezes maior que a Terra. O segundo planeta exterior, HD 260655c, completa uma órbita a cada 5,7 dias e tem 1,5 vezes o tamanho da Terra.

A partir dos dados de velocidade radial do HIRES e do CARMENES, os cientistas conseguiram calcular a massa dos planetas, que está directamente relacionada com a amplitude pela qual cada planeta “puxa” a estrela. Descobriram que o planeta interior tem cerca do dobro da massa da Terra, enquanto que o planeta exterior tem cerca de três massas terrestres.

A partir do seu tamanho e massa, a equipa estimou a densidade de cada planeta. O planeta interior, mais pequeno, é ligeiramente mais denso do que a Terra, enquanto que o planeta exterior, maior, é um pouco menos denso. Ambos os exoplanetas, com base na sua densidade, são provavelmente terrestres, ou rochosos em termos de composição.

Os investigadores também estimam, com base nas suas órbitas curtas, que a superfície do planeta interior tem uma temperatura de cerca de 710 K, enquanto o planeta exterior ronda os 560 K.

“Consideramos essa gama de temperaturas fora da zona habitável, demasiado quente para que exista água líquida à superfície,” disse Kunimoto.

“Mas podem existir mais planetas no sistema,” acrescenta Shporer. “Há muitos sistemas multi-planetários que albergam cinco ou seis planetas, especialmente em torno de estrelas pequenas como esta. Esperamos encontrar mais, e um deles poderá estar na zona habitável. É um pensamento optimista.”

Astronomia On-line
21 de Junho de 2022


 

1249: Novas imagens, utilizando dados de telescópios aposentados, revelam características ocultas

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

A Grande Nuvem de Magalhães é um satélite da Via Láctea, contendo cerca de 30 mil milhões de estrelas. Vista aqui no infravermelho distante e no rádio, a poeira fria e quente da Grande Nuvem de Magalhães é mostrada a verde e azul, respectivamente, com o gás hidrogénio a vermelho.
Crédito: ESA/NASA/JPL-Caltech/CSIRO/C. Clark (STScI)

Novas imagens utilizando dados de missões da ESA e da NASA mostram a poeira que preenche o espaço entre as estrelas em quatro das galáxias mais próximas da nossa própria Via Láctea. Mais do que impressionantes, as fotos são também um tesouro científico, dando uma ideia de como a densidade das nuvens de poeira pode variar drasticamente dentro de uma galáxia.

Com uma consistência semelhante à do fumo, a poeira é criada por estrelas moribundas e é um dos materiais que formam novas estrelas. As nuvens de poeira observadas pelos telescópios espaciais são constantemente moldadas pela explosão de estrelas, ventos estelares e pelos efeitos da gravidade.

Quase metade de toda a luz das estrelas no Universo é absorvida pela poeira. Muitos dos elementos químicos pesados essenciais à formação de planetas como a Terra estão presos em grãos de poeira no espaço interestelar. Assim, a compreensão da poeira é uma parte essencial da compreensão do nosso Universo.

As novas observações foram possíveis através do trabalho do Observatório Espacial Herschel da ESA, que operou de 2009 a 2013. O JPL da NASA, no sul da Califórnia, EUA, contribuiu com peças-chave de dois instrumentos na nave espacial. Os instrumentos super-frios do Herschel foram capazes de detectar o brilho térmico da poeira, que é emitido como luz infravermelha distante, uma gama de comprimentos de onda mais longos do que o que os olhos humanos conseguem detectar.

As imagens da poeira interestelar, pelo Herschel, fornecem vistas de alta resolução de detalhes finos nestas nuvens, revelando intrincadas subestruturas. Mas a forma como o telescópio espacial foi concebido significava que muitas vezes não conseguia detectar a luz de nuvens mais espalhadas e difusas, especialmente nas regiões exteriores das galáxias, onde o gás e a poeira se tornam esparsos e, portanto, mais ténues.

Para algumas galáxias próximas, isso significava que o Herschel perdia até 30% de toda a luz emitida pela poeira. Com uma lacuna tão significativa, os astrónomos esforçavam-se por utilizar os dados do Herschel para compreender como a poeira e o gás se comportavam nestes ambientes.

Para preencher os mapas de poeira do Herschel, as novas imagens combinam dados de três outras missões: o aposentado Observatório Planck da ESA, juntamente com duas missões da NASA igualmente reformadas, o IRAS (Infrared Astronomical Satellite) e o COBE (Cosmic Background Explorer).

As imagens mostram a Galáxia de Andrómeda, também conhecida como M31; a galáxia do Triângulo, ou M33; e a Grande e Pequena Nuvem de Magalhães – galáxias anãs que orbitam a Via Láctea que não têm a estrutura espiral das galáxias de Andrómeda e do Triângulo. Todas as quatro estão a menos de 3 milhões de anos-luz da Terra.

Nas imagens, o vermelho indica o gás hidrogénio, o elemento mais comum no Universo. Estes dados foram recolhidos utilizando múltiplos radiotelescópios localizados em todo o globo. A imagem da Grande Nuvem de Magalhães mostra uma cauda vermelha a sair em baixo e à esquerda, que foi provavelmente criada quando colidiu com a Pequena Nuvem de Magalhães há cerca de 100 milhões de anos.

As bolhas de espaço vazio indicam regiões onde as estrelas se formaram recentemente, porque ventos intensos das estrelas recém-nascidas sopram a poeira e o gás circundantes. A luz verde à volta das orlas dessas bolhas indica a presença de poeira fria que se acumulou como resultado destes ventos. A poeira mais quente, vista a azul, indica onde as estrelas estão a formar-se ou outros processos que aqueceram a poeira.

Muitos elementos pesados na natureza – incluindo carbono, oxigénio e ferro – podem ficar presos a grãos de poeira e a presença de elementos diferentes muda a forma como a poeira absorve a luz das estrelas. Isto, por sua vez, afecta a visão que os astrónomos têm de eventos como a formação estelar.

Nas nuvens mais densas de poeira, quase todos os elementos pesados podem ficar presos em grãos de poeira, o que aumenta a relação poeira-gás. Mas em regiões menos densas, a radiação destrutiva das estrelas recém-nascidas ou as ondas de choque da explosão de estrelas esmaga os grãos de poeira e devolve alguns desses elementos pesados trancados de volta ao gás, alterando mais uma vez a proporção.

Os cientistas que estudam o espaço interestelar e a formação estelar querem compreender melhor este ciclo contínuo. As imagens do Herschel mostram que a relação poeira-gás pode variar dentro de uma única galáxia até um factor de 20, muito mais do que anteriormente estimado.

“Estas imagens melhoradas do Herschel mostram-nos que os ‘ecossistemas’ de poeira nestas galáxias são muito são muito dinâmicos,” disse Christopher Clark, astrónomo do STScI (Space Telescope Science Institute) em Maryland, que liderou o trabalho de criação das novas imagens.

Astronomia On-line
21 de Junho de 2022