Dia 29/09: 273.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1954 é assinada a convenção que estabelece o CERN.
Em 1962 era lançado o Alouette 1, o primeiro satélite canadiano.
Em 1988 era lançada a missão STS-26 do vaivém Discovery.
Marca o recomeço das missões depois do acidente 1986 51-L do vaivém Challenger. Duração da missão: 97 horas e 11 minutos.
Em 2004, o asteroide 4179 Toutatis passa a quatro distâncias lunares da Terra. No mesmo ano, a nave SpaceShipOne de Burt Rutan faz o seu primeiro voo espacial, dos dois necessários para ganhar o Ansari X Prize. Observações: Trânsito da sombra de Europa, entre as 18:57 e as 21:51.
A Lua forma esta noite o vértice de topo de um grande triângulo com Fomalhaut, mais abaixo e para a direita, e Deneb Kaitos, para baixo e para a esquerda.
Dia 30/09: 274.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1550, nascia Michael Maestlin, astrónomo e matemático alemão, famoso por ter sido o mentor de Johannes Kepler.
Em 1880, Henry Draper tira a primeira fotografia da Nebulosa de Orionte.
A exploração de M42 é ainda feita a partir de fotos do Hubble.
Em 1977, devido a cortes e a reservas de energia cada vez menores, as experiências ALSEP das Apollo, deixadas na Lua, são desligadas.
Em 1994, lançamento da missão STS-68 do vaivém Endeavour.
Em 1995, última transmissão da Pioneer 11, 20 anos após o seu lançamento em 1972. Observações: Eclipse de Ganimedes, entre as 17:29 e as 21:13.
Arcturo brilha cada vez mais baixa a oeste-noroeste após o cair da noite. E, bem para a sua direita, a noroeste, a Ursa Maior gira para ficar mais nivelada. A sua "frigideira" recebe agora a água imaginária despejada pela ténue Ursa Maior mais acima. A Ursa Maior vai despejar a sua água imaginária na Ursa Menor nas noites de primavera.
Dia 01/10: 275.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1958, era criada a NASA para suceder à NACA.
Em 1962, entra em operação o radiotelescópio de 91 metros do NRAO. Este telescópio, que colapsou subitamente no dia 15 de novembro de 1988, era o segundo maior do mundo. Observações: Mercúrio na sua maior elongação este, pelas 11:31.
Lua Cheia, pelas 22:05. Assim que a Lua esteja visível a este, ao lusco-fusco, procure o amarelo-alaranjado planeta Marte a tornar-se visível a mais ou menos um punho à distância do braço esticado para baixo e para a esquerda. Estarão muito mais próximos um do outro amanhã!
Antes do amanhecer de sexta-feira, olhe para este. Vénus e Régulo estão separados por apenas 0,6º. Régulo, para baixo e para a esquerda de Vénus, tem menos de um centésimo do seu brilho.
Curiosidades
Desde Leonardo da Vinci que se sabe que o brilho da Terra ilumina a Lua com um brilho 50 vezes superior ao da Lua Cheia. Isso explica porque é que nos dias logo após a Lua Nova a parte escura da Lua apresenta um brilho acinzentado.
Primeiros resultados do Cheops: o observador de exoplanetas da ESA revela mundo extraterrestre extremo
Impressão de artista do exoplaneta WASP-189b orbitando a sua estrela hospedeira. O sistema foi observado pela missão Cheops da ESA a fim de determinar características chave. Por exemplo, a estrela-mãe é maior e mais de 2000º C mais quente que o nosso próprio Sol, de modo que brilha de cor azul. O planeta tem uma órbita inclinada - não viaja no equador, mas passa perto dos polos da estrela.
É um dos exoplanetas mais quentes e mais extremos conhecidos até à data, e cai na classe de Júpiteres ultraquentes.
Crédito: ESA
A nova missão de exoplanetas da ESA, Cheops, encontrou um sistema planetário próximo que contém um dos planetas extrassolares mais quentes e extremos conhecidos até hoje: WASP-189b. A descoberta, a primeira da missão, demonstra a capacidade única do Cheops em lançar luz sobre o Universo ao nosso redor, ao revelar os segredos destes mundos alienígenas.
Lançado em dezembro de 2019, Cheops (Characterising Exoplanet Satellite) foi projetado para observar estrelas próximas conhecidas por albergar planetas. Ao medir de maneira ultra-precisa as mudanças nos níveis de luz provenientes desses sistemas à medida que os planetas orbitam as suas estrelas, Cheops pode, inicialmente, caracterizar esses planetas - e, por sua vez, aumentar a nossa compreensão de como estes se formam e evoluem.
A nova descoberta diz respeito a um designado "Júpiter ultraquente" denominado WASP-189b. Júpiteres quentes, como o nome sugere, são planetas gasosos gigantes, um pouco como Júpiter no nosso próprio Sistema Solar; no entanto, orbitam muito, muito mais perto da sua estrela hospedeira e, portanto, são aquecidos a temperaturas extremas.
WASP-189b fica cerca de 20 vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, e completa uma órbita em apenas 2,7 dias. A sua estrela hospedeira é maior e 2000 graus mais quente do que o Sol e, portanto, parece ter um brilho azul. "Sabe-se que apenas um punhado de planetas existem em torno de estrelas tão quentes, e este sistema é de longe o mais brilhante," disse Monika Lendl, da Universidade de Genebra, Suíça, principal autora do novo estudo. "WASP-189b também é o Júpiter quente mais brilhante que podemos observar conforme passa na frente ou atrás da sua estrela, tornando todo o sistema realmente intrigante."
Parâmetros chave do sistema planetário WASP-189b como determinado pela missão exoplanetária Cheops da ESA.
Crédito: ESA
Primeiro, Monika e os seus colegas usaram Cheops para observar WASP-189b enquanto passava por trás da sua estrela hospedeira - uma ocultação. "Como o planeta é tão brilhante, há na verdade uma queda percetível na luz que vemos proveniente do sistema quando este sai de vista por um breve momento," explica Monika. "Usámos isso para medir o brilho do planeta e restringir a sua temperatura a uns escaldantes 3200 graus C."
Isto torna WASP-189b um dos planetas mais quentes e extremos, e totalmente diferente de qualquer um dos planetas do Sistema Solar. Nestas temperaturas, até mesmo metais como o ferro derretem e se transformam em gás, tornando o planeta claramente inabitável.
Em seguida, Cheops observou WASP-189b a passar em frente da sua estrela - um trânsito. Os trânsitos podem revelar muito sobre o tamanho, a forma e as características orbitais de um planeta. Isto era verdade para WASP-189b, que foi considerado maior do que se pensava, quase 1,6 vezes o raio de Júpiter.
"Também vimos que a própria estrela é interessante - não é perfeitamente redonda, mas maior e mais fria no seu equador do que nos polos, fazendo com que os polos da estrela pareçam mais brilhantes," diz Monika. "Está a girar tão rápido que está a ser puxada para fora no seu equador! Somando-se a essa assimetria está o facto de que a órbita de WASP-189b é inclinada; não viaja ao redor do equador, mas passa perto dos polos da estrela."
Ver esta órbita inclinada aumenta o mistério existente de como os Júpiteres se formam. Para um planeta ter uma órbita tão inclinada, deve ter sido formado mais para fora e depois empurrado para dentro. Acredita-se que isto aconteça quando vários planetas dentro de um sistema disputam uma posição ou quando uma influência externa - outra estrela, por exemplo - perturba o sistema, empurrando gigantes gasosos em direção à sua estrela e em órbitas muito curtas que são altamente inclinadas. "Uma vez que medimos tal inclinação com o Cheops, isto sugere que o WASP-189b passou por tais interações no passado," acrescenta Monika.
A missão exoplanetária Cheops da ESA observou o sistema WASP-1289 e determinou parâmetros chave sobre a estrela e sobre o planeta, WASP-189b.
Cheops observou WASP-189b enquanto passava por trás da sua estrela-mãe - uma ocultação - e registou a queda de brilho de todo o sistema enquanto escapava brevemente de vista.
Também observou o planeta a passar em frente da estrela - um trânsito. Durante um trânsito o planeta bloqueia temporariamente uma pequena fração de luz estelar.
As ocultações e os trânsitos permitem com que os cientistas determinem parâmetros como o brilho, tamanho, forma e características orbitais do planeta, bem como informação sobre a estrela.
Crédito: ESA
Monika e os seus colegas usaram as observações altamente precisas e as capacidades óticas de Cheops para revelar os segredos de WASP-189b. O Cheops abriu o seu "olho" em janeiro deste ano e começou as operações científicas de rotina em abril, e tem vindo a trabalhar para expandir a nossa compreensão dos exoplanetas e do cosmos próximo desde então.
"Este primeiro resultado de Cheops é extremamente empolgante: é uma evidência definitiva de que a missão está a cumprir a sua promessa em termos de precisão e desempenho," disse Kate Isaak, cientista do projeto Cheops na ESA.
Milhares de exoplanetas, a grande maioria sem análogos no nosso Sistema Solar, foram descobertos no último quarto de século, e muitos mais virão de pesquisas terrestres e missões espaciais atuais e futuras.
"Cheops tem um papel de 'acompanhamento' único a desempenhar no estudo desses exoplanetas," acrescenta Kate. "Investigará trânsitos de planetas que foram descobertos a partir do solo e, quando possível, medirá com mais precisão os tamanhos de planetas já conhecidos por transitarem as suas estrelas hospedeiras. Ao investigar exoplanetas nas suas órbitas com Cheops, podemos fazer uma caracterização inicial das suas atmosferas e determinar o aspeto e as propriedades de quaisquer nuvens presentes."
Nos próximos anos, Cheops irá acompanhar centenas de planetas conhecidos que orbitam estrelas brilhantes, construindo e ampliando o que foi feito aqui para WASP-189b. A missão é a primeira de uma série de três missões científicas da ESA com foco na deteção e caracterização de exoplanetas: também tem um potencial significativo de descoberta - desde a identificação de alvos principais para missões futuras que irão sondar atmosferas exoplanetárias, até à busca de novos planetas e exoluas.
"Cheops não só aprofundará a nossa compreensão dos exoplanetas," diz Kate, "mas também do nosso próprio planeta, Sistema Solar e do ambiente cósmico mais amplo."
OSIRIS-REx da NASA começa contagem decrescente para evento TAG
Esta impressão de artista mostra a sonda OSIRIS-REx da NASA a descer até ao asteroide Bennu para recolher amostras da superfície.
Crédito: NASA/Goddard/Universidade do Arizona
Aproxima-se um momento histórico para a missão OSIRIS-REx da NASA. Daqui a apenas algumas semanas, a sonda robótica OSIRIS-REx vai descer até à superfície do asteroide Bennu, repleta de pedregulhos, pousar por alguns segundos e recolher uma amostra das rochas e poeira do asteroide - marcando a primeira vez que a NASA agarra pedaços de um asteroide, que serão entregues à Terra para estudo.
No dia 20 de outubro, a missão realizará a primeira tentativa do seu evento de recolha de amostras TAG (Touch-And-Go). Esta série de manobras trará a espaçonave ao local "Nightingale", uma área rochosa com 16 metros em diâmetro no hemisfério norte de Bennu, onde o braço robótico da sonda tentará recolher uma amostra. O local "Nightingale" foi selecionado como o local de amostragem principal da missão porque contém a maior quantidade de material de granulação fina desobstruído, mas a região é cercada por rochas do tamanho de prédios. Durante o evento de amostragem, a nave, que tem apenas o tamanho de uma carrinha, tentará pousar numa área do tamanho de alguns lugares de estacionamento, e a apenas alguns passos de várias destas grandes rochas.
Durante o evento de recolha de amostras de 4,5 horas, a sonda realizará três manobras separadas para alcançar a superfície do asteroide. A sequência de descida começa com a OSIRIS-REx a disparar os seus propulsores para uma manobra de partida orbital para deixar a sua segura órbita atual a aproximadamente 770 metros da superfície de Bennu. Depois de viajar quatro horas nesta trajetória descendente, a nave realizará a manobra de "Checkpoint" a uma altitude aproximada de 125 metros. Esta queima do propulsor ajusta a posição e a velocidade da OSIRIS-REx para descer abruptamente em direção à superfície. Cerca de 11 minutos depois, a sonda realizará a queima "Matchpoint" a uma altitude aproximada de 54 metros, desacelerando a sua descida e apontando um percurso para coincidir com a rotação do asteroide no momento do contacto. A nave desce então até à superfície, pousa no solo por menos de 16 segundos e dispara uma das suas três garrafas de azoto pressurizado. O gás agita e levanta material da superfície de Bennu, que é então apanhado na cabeça do braço robótico da nave. Após este breve toque, a OSIRIS-REx disparará os seus propulsores para se afastar da superfície de Bennu e navegar até uma distância segura do asteroide.
Após a manobra de partida de órbita, a sonda realizará uma sequência de reconfigurações a fim de se preparar para a amostragem. Primeiro, a OSIRIS-REx estende o seu braço robótico - o TAGSAM (Touch-And-Go Sample Acquisition Mechanism) - da sua posição dobrada de armazenamento para a sua posição de recolha de amostras. Os dois painéis solares da espaçonave então movem-se para uma configuração em forma de Y para cima do corpo da nave, o que os posiciona em segurança para cima e para longe da superfície do asteroide durante o pouso. Esta configuração também coloca o centro de gravidade da sonda diretamente sobre a cabeça do coletor TAGSAM, que é a única parte da nave que entrará em contacto com a superfície de Bennu durante o evento de recolha de amostras.
Tendo em conta que a nave e Bennu estão a mais ou menos 334 milhões de quilómetros da Terra durante a manobra TAG, levará cerca de 18,5 minutos para os sinais viajaram entre "cá e lá". Este desfasamento evita o comando ao vivo das atividades de voo do solo durante o evento TAG, de modo que a espaçonave está construída para realizar toda a sequência de recolha de amostras de forma autónoma. Antes do início do evento, a equipa da OSIRIS-REx fará a transmissão de todos os comandos à sonda e, em seguida, enviará o comando "GO" para começar.
Para navegar autonomamente até ao local "Nightingale", a OSIRIS-REx usa o sistema de navegação NFT (Natural Feature Tracking). A sonda começará a recolher imagens de navegação cerca de 90 minutos após a partida de órbita. Em seguida, comparará essas imagens em tempo real com um catálogo de imagens a bordo, usando características de superfície identificadas para garantir que está no caminho certo em direção ao local de pouso. À medida que se aproxima da superfície, a OSIRIS-REx atualizará as manobras "Checkpoint" e "Matchpoint" com base na estimativa da posição e velocidade da nave pelo NFT. A OSIRIS-REx continuará a usar as estimativas do NFT conforme desce para a superfície após a manobra "Matchpoint" para monitorizar a sua posição e ritmo de descida. A nave abortará autonomamente caso a sua trajetória varie para fora dos limites predefinidos.
Para garantir que a nave pousa numa área segura que evita os muitos pedregulhos da região, o sistema de navegação está equipado com um mapa de perigo do local "Nightingale", que delineia áreas dentro do local de amostragem que podem potencialmente danificar a sonda. Se o sistema NFT detetar que está em curso para tocar numa destas zonas perigosas, a OSIRIS-REx irá cancelar a sua aproximação assim que atingir uma altitude de 5 metros. Isto mantém a espaçonave segura e permite uma tentativa de recolha de amostras subsequente numa data futura.
À medida que a sonda realiza cada evento da sequência de recolha de amostras, envia atualizações de telemetria de volta para a equipa da OSIRIS-REx, embora a uma velocidade extremamente lenta. A equipa irá monitorizar a telemetria durante a excursão e será capaz de confirmar que a nave pousou com sucesso na superfície de Bennu logo após a ocorrência da manobra TAG. As imagens e outros dados científicos recolhidos durante o evento serão transmitidos depois da nave se afastar do asteroide e quando puder apontar a sua antena maior de volta para a Terra para transmitir em velocidades de comunicação mais altas.
A OSIRIS-REx tem a responsabilidade de recolher pelo menos 60 gramas do material rochoso de Bennu para trazer para a Terra - a amostra espacial mais pesada desde o programa Apollo - e a missão desenvolveu dois métodos de verificar que esta recolha de amostras realmente ocorreu. No dia 22 de outubro, a câmara SamCam da OSIRIS-REx irá capturar imagens da cabeça TAGSAM para ver se contém material da superfície de Bennu. A sonda também realizará uma manobra de rotação no dia 24 de outubro para determinar a massa do material recolhido. Se estas manobras mostrarem uma recolha bem-sucedida, será tomada a decisão de colocar a amostra na cápsula SRC (Sample Return Capsule) para envio à Terra. Se não tiverem sido recolhidas amostras suficientes no local "Nightingale", a sonda tem cargas de azoto a bordo para mais duas tentativas. Uma tentativa TAG no local secundário, "Osprey", não seria feita antes de janeiro de 2021.
A equipa da missão passou os últimos meses preparando-se para o evento de recolha de amostras enquanto maximizava o trabalho remoto como parte da sua resposta à pandemia de COVID-19. No dia da manobra TAG, um número limitado de membros da equipa irá monitorizar a nave a partir da Área de Apoio à Missão Espacial da Lockheed Martin, tomando as devidas precauções de segurança. Outros membros da equipa também estarão noutros locais para fazer a cobertura do evento, observando também os protocolos de segurança.
A sonda está programada para partir de Bennu em 2021 e entregará a amostra à Terra no dia 24 de setembro de 2023.
Par de estrelas bebés massivas envoltas em vapor de água salgada
Composição ALMA do binário protoestelar massivo IRAS 16547-4247. Diferentes cores mostram diferentes distribuições de partículas de poeira (amarelo), cianeto de metila (CH3CN, vermelho), sal (NaCl, verde) e vapor de água quente (H2O, azul). A poeira e o cianeto de metila estão distribuídos largamente em torno do binário, ao passo que o sal e o vapor de água concentram-se no disco em torno de cada protoestrela. Os jatos de uma protoestrela, visto como vários pontos na imagem, é visto a azul claro.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tanaka et al.
Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrónomos avistaram um par de enormes estrelas bebés crescendo numa sopa cósmica salgada. Cada estrela está envolta por um disco gasoso, que inclui moléculas de cloreto de sódio, normalmente conhecido como sal de cozinha, e vapor de água aquecido. Ao analisar as emissões de rádio do sal e da água, a equipa descobriu que os discos estão a girar em sentido contrário. Esta é a segunda deteção de sal em torno de estrelas jovens massivas, assinalando que o sal é um excelente marcador para explorar as redondezas imediatas de estrelas bebés gigantes.
Existem estrelas de muitas massas diferentes no Universo. As mais pequenas têm apenas um-décimo da massa do Sol, enquanto as maiores têm dez vezes ou mais a massa do Sol. Independentemente da massa, todas as estrelas formam-se em nuvens cósmicas de gás e poeira. Os astrónomos têm estudado avidamente a origem das estrelas; no entanto, o processo de formação estelar massiva permanece velado. Isto porque os locais de formação de estrelas massivas estão localizados mais longe da Terra, e nuvens enormes cercam estrelas bebés massivas com estruturas complicadas. Estes dois factos impedem os astrónomos de obter uma visão clara de grandes estrelas jovens e dos seus locais de formação.
Uma equipa de astrónomos liderados por Kei Tanaka do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) utilizou o poder do ALMA para investigar o ambiente onde estrelas massivas estão a formar-se. Observaram o jovem binário massivo IRAS 16547-4247. A equipa detetou emissões de rádio de uma ampla variedade de moléculas. Particularmente, cloreto de sódio (NaCl) e água quente (H2O) estão associados perto de cada estrela, isto é, o disco circunstelar. Por outro lado, outras moléculas como cianeto de metila (CH3CN), que os astrónomos observaram frequentemente em estudos anteriores de estrelas jovens massivas, foram detetadas mais longe, mas não traçam estruturas nas proximidades das estrelas.
Composição ALMA do binário protoestelar massivo IRAS 16547-4247. Diferentes cores mostram diferentes distribuições de partículas de poeira (amarelo), cianeto de metila (CH3CN, vermelho), sal (NaCl, verde) e vapor de água quente (H2O, azul). As inserções em baixo são ampliações de cada componente. A poeira e o cianeto de metila estão distribuídos largamente em torno do binário, ao passo que o sal e o vapor de água concentram-se no disco em torno de cada protoestrela. Na imagem maior, os jatos de uma protoestrela, visto como vários pontos na imagem, é visto a azul claro.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tanaka et al.
"O cloreto de sódio é conhecido como simples sal de cozinha, mas não é uma molécula comum no Universo," diz Tanaka. "Esta foi apenas a segunda deteção de cloreto de sódio em torno de estrelas jovens massivas. O primeiro exemplo foi em torno de 'Orion KL Source I', mas essa é uma fonte tão peculiar que não tínhamos a certeza se o sal era adequado para ver discos de gás em torno de estrelas massivas. Os nossos resultados confirmaram que o sal é realmente um bom marcador. Como as estrelas bebés ganham massa por meio de discos, é importante estudar o movimento e as características dos discos para entender como as estrelas bebés crescem."
Uma investigação mais aprofundada dos discos mostra uma pista interessante para a origem do par. "Encontrámos um sinal tentador de que os discos estão a girar em direções opostas," explica Yichen Zhang, investigador do RIKEN. Se as estrelas nascem como gémeas num grande disco gasoso comum, os discos giram naturalmente na mesma direção. "A rotação contrária dos discos pode indicar que estas duas estrelas não são gémeas reais, mas um par de estranhas que se formaram em nuvens separadas e emparelhadas posteriormente." As estrelas massivas quase sempre têm algumas companheiras e, portanto, é fundamental investigar a origem dos sistemas binários massivos. A equipa espera que observações e análises adicionais forneçam informações mais confiáveis sobre os segredos do seu nascimento.
Impressão de artista do protobinário massivo IRAS 16547-4247. Um pequeno disco gasoso rodeia cada protoestrela, e estão embebidos num disco maior. Ambas as protoestrelas ejetam fluxos de gás, enquanto uma emana um jato colimado que colide com o gás em redor e cria manchas brilhantes ao longo do fluxo.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
A presença de vapor de água aquecido e cloreto de sódio, libertados pela destruição de partículas de poeira, sugere uma natureza quente e dinâmica dos discos em torno de estrelas bebés massivas. Curiosamente, as investigações de meteoritos indicam que o disco do Sistema protossolar também sofreu altas temperaturas nas quais partículas de poeira evaporaram. Os astrónomos serão capazes de rastrear estas moléculas libertadas de partículas de poeira usando o VLA (Very Large Array) de próxima geração, atualmente em planeamento. A equipa prevê que pode até obter pistas para entender a origem do nosso Sistema Solar estudando discos quentes com cloreto de sódio e vapor de água quente.
As estrelas bebés IRAS 16547-4247 estão localizadas a 9500 anos-luz de distância, na direção da constelação de Escorpião. A massa total das estrelas está estimada em 25 vezes a massa do Sol, rodeadas por uma nuvem gigantesca com uma massa de 10.000 sóis.
Astrónomos modelam e determinam como discos galácticos evoluem tão suavemente
Simulações de computador estão a mostrar aos astrofísicos como aglomerados massivos de gás, dentro das galáxias, espalham algumas das estrelas das suas órbitas, eventualmente criando o esmaecimento exponencial e suave no brilho de muitos discos galácticos.
Investigadores da Universidade Estatal do Iowa, da Universidade de Wisconsin-Madison e da IBM avançaram estudos que começaram há quase 10 anos. Concentraram-se originalmente no modo como os aglomerados massivos em galáxias jovens afetam as órbitas das estrelas e criam discos galácticos com centros brilhantes desvanecendo para orlas escuras.
Esta ilustração mostra como duas amostras de órbitas estelares são dispersadas de órbitas quase circulares pela gravidade de aglomerados massivos no interior das galáxias. Os investigadores descobriram que milhões de mudanças orbitais, como as aqui mostradas, suavizam o perfil geral de brilho dos discos galácticos. A estrela azul é dispersada várias vezes. A estrela laranja é capturada pela gravidade de um aglomerado e move-se em seu redor. No plano de fundo, uma típica e relativamente suave galáxia espiral (UGC 12224).
Crédito: ilustração por Jian Wu; imagem da galáxia pelo SDSS
(Como Curtis Struck, professor de física e astronomia da Universidade Estatal do Iowa, escreveu num resumo de uma investigação de 2013: "Nos discos das galáxias, as cicatrizes de uma infância difícil, e marcas adolescentes, desvanecem com o tempo.")
Agora, o grupo é coautor de um novo artigo que diz que as suas ideias sobre a formação de discos exponenciais aplicam-se a mais do que galáxias jovens. É também um processo robusto e universal em todos os tipos de galáxias. Os discos exponenciais, afinal de contas, são comuns em galáxias espirais, galáxias elípticas anãs e em algumas galáxias irregulares.
Como é que os astrofísicos podem explicar isso?
Ao usarem modelos realistas para rastrear a dispersão de estrelas nas galáxias, "sentimos que temos uma compreensão muito mais profunda dos processos físicos que resolvem este problema-chave com quase 50 anos," disse Struck.
Os investigadores descobriram que os impulsos gravitacionais de aglomerados massivos alteram as órbitas das estrelas. Como resultado, a distribuição geral das estrelas do disco muda, e o perfil de brilho exponencial é um reflexo dessa nova distribuição estelar.
As descobertas dos astrofísicos encontram-se detalhadas num artigo publicado online na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Os coautores são Struck; Jian Wu, estudante de doutoramento em física e astronomia da Universidade Estatal do Iowa; Elena D'Onghia, professora associada de astronomia em Wisconsin; e Bruce Elmegreen, cientista investigador do Centro de Investigação Thomas J. Watson da IBM em Yorktown Heights, Nova Iorque.
As estrelas são espalhadas, os discos são suavizados
A modelagem por computador mais recente - liderada por Wu - é a pedra angular de anos de melhorias, disse Struck. Os modelos anteriores trataram as forças gravitacionais dos componentes galácticos de forma mais aproximada, e os investigadores estudaram menos casos.
Os modelos mais recentes mostram como enxames estelares e aglomerados de gases interestelares dentro das galáxias podem alterar as órbitas de estrelas próximas. Alguns eventos de dispersão estelar mudam significativamente as órbitas das estrelas, até mesmo "apanhando" algumas estrelas em "loops" em torno de aglomerados massivos antes que possam escapar para o fluxo geral de um disco galáctico. Muitos outros eventos de dispersão são menos poderosos, com menos estrelas espalhadas e as órbitas permanecem mais circulares.
"A natureza da dispersão é muito menos complexa do que imaginávamos anteriormente," disse Struck. "Apesar de toda esta complexidade em escalas pequenas, ainda tende para a média da distribuição de luz a largas escalas."
De acordo com o artigo científico dos cientistas, os modelos também dizem algo sobre o tempo que leva para estes discos galácticos exponenciais se formarem. Os tipos de aglomerados e densidades iniciais dos discos afetam a velocidade da evolução, mas não a suavidade final no brilho.
A velocidade, neste caso, é um termo relativo porque as escalas de tempo para estes processos são milhares de milhões de anos.
Ao longo de todo esses anos, e mesmo com modelos de galáxias cujas estrelas são inicialmente distribuídas de várias maneiras, Wu disse que os modelos mostram a ubiquidade do processo de dispersão estelar para queda exponencial.
"A dispersão estelar é muito geral e universal," disse. "Funciona para explicar a formação de discos exponenciais em muitos casos."
Investigadores descrevem a formação de galáxias (via Universidade de Leiden)
Uma equipa internacional de astrónomos mapeou o combustível da formação galáctica no icónico HUDF (Hubble Ultra Deep Field). Os resultados da investigação foram aceites para publicação na revista The Astrophysical Journal. Ler fonte
Novo rover marciano vai usar raios-X para procurar fósseis (via NASA)
O rover Perseverance da NASA tem um caminho desafiante pela frente: depois de conseguir entrar e descer pela atmosfera, seguindo-se a aterragem, dia 18 de fevereiro de 2021, começará a procurar traços de vida microscópica com milhares de milhões de anos. É por isso que transporta o PIXL, um dispositivo de raios-X altamente preciso ajudado por inteligência artificial. Ler fonte
Álbum de fotografias - Filamentos do "Loop" de Cisne
O que está à beira de uma supernova em expansão? Subtis e delicadas em aparência, estas fitas de gás interestelar fazem parte de uma onda de choque na orla em expansão de uma violenta explosão estelar que teria sido facilmente visível para os humanos durante o final da idade da pedra, há cerca de 20.000 anos. A imagem em destaque foi obtida pelo Telescópio Espacial Hubble e é uma ampliação da fronteira externa de um remanescente de supernova conhecido como "Loop" de Cisne ou Nebulosa do Véu. A frente filamentar de choque está a mover-se para cima [na imagem] a cerca de 170 km/s, enquanto brilha na luz emitida pelos átomos de hidrogénio gasoso excitado. Descobriu-se recentemente, com a ajuda da missão Gaia, que as estrelas que se pensa estarem a interagir com o "Loop" de Cisne ficam a cerca de 2400 anos-luz de distância. Todo o "Loop" de Cisne estende-se por seis Luas Cheias no céu, correspondendo a cerca de 130 anos-luz, e partes podem ser vistas com um pequeno telescópio na direção da constelação de Cisne.
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