Apresentação às Estrelas | Entre Eclipses Data: 12 de maio de 2022 Hora: 20:30-22:30 Local:Centro Ciência Viva do Algarve
Estamos numa altura do ano propícia à ocorrência de eclipses! Vamos explicar o porquê disto, e falar no eclipse lunar que aí vem. Após a apresentação, e se a meteorologia for favorável, iremos observar o céu com telescópio. Adulto: 4€ Jovem: 2€ Menores de 12 anos: gratuito.
A observação astronómica com telescópio depende de condições meteorológicas favoráveis. Pré-inscrição:siga este link Telefone: 289 890 920 E-mail: info@ccvalg.pt
Efemérides
Dia 10/05: 130.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 28 AC, era observada uma mancha solar por astrónomos da Dinastia Han, durante o reinado do Imperador Cheng de Han, uma das mais antigas observações de manchas solares na China.
Em 1900 nascia Cecilia Helena Payne-Gaposchkin.
Descobriu a composição química das estrelas e que o hidrogénio e hélio são os seus elementos mais abundantes e, por isso, também do Universo. Em 1976 recebeu o prestigiado Prémio Henry Norris Russell da Sociedade Astronómica Americana.
Em 1930, nascia George E. Smith, físico americano, coinventor da CCD.
Em 1946, primeiro lançamento bem sucedido de um foguetão V-2 nos EUA.
Em 1971 era lançada a Kosmos 419 (USSR). Não conseguiu sair da órbita da Terra. Observações: A Lua brilha perto das patas traseiras da constelação de Leão.
Arcturo, alta a sudeste, forma a extremidade pontiaguda do asterismo "papagaio-de-papel" de Boieiro. O papagaio-de-papel é estreito e encontra-se de lado, para a esquerda de Arcturo. Mede 23º de comprimento, cerca de dois punhos à distância do braço esticado.
Dia 11/05: 131.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1918 nascia Richard Feynman que, em conjunto com Julian Schwinger e Sin-Itiro Tomonaga, ganhou o prémio Nobel da Física pelo seu trabalho sobre electrodinâmica quântica. Também trabalhou na investigação do desastre do vaivém Challenger.
Em 1916 morria Karl Schwarzschild.
Usando a teoria da gravitação de Einstein, que descreve a forma como o espaço-tempo é curvado pela matéria, explica que quando uma estrela se contrai, existe um ponto em que a sua gravidade é tão forte que nem a luz pode escapar, o agora famoso buraco negro. Este ponto é conhecido como o raio de Schwarzchild e é igual à massa do objecto multiplicada pelo dobro da constante da gravidade e dividida pela velocidade da luz ao quadrado. Observações: A Lua tem a ténue cabeça da constelação de Virgem como plano de fundo. Procure, a dois ou três punhos à distância do braço esticado para baixo e para a esquerda do nosso satélite natural, a estrela Espiga. Três ou quatro punhos à distância do braço esticado, mas para a esquerda da Lua, está Arcturo.
Dia 12/05: 132.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1965, a sonda soviética Luna 5 colide com a Lua. Observações:A Lua está a apenas um punho à distância do braço esticado de Espiga, que ainda brilha para baixo e para a sua esquerda. Arcturo está três punhos à distância do braço esticado para cima e para a esquerda do nosso satélite natural.
Hubble revela estrela companheira sobrevivente no rescaldo de uma supernova
O Telescópio Espacial Hubble da NASA descobriu uma testemunha no local da morte explosiva de uma estrela: uma estrela companheira anteriormente escondida no brilho da supernova da sua parceira. A descoberta é a primeira para um tipo particular de supernova - uma em que à estrela foi retirado todo o seu invólucro exterior de gás antes de explodir.
A descoberta fornece uma visão crucial da natureza binária das estrelas massivas, bem como a potencial prequela para a fusão final das estrelas companheiras, que se "agitariam" através do Universo sob a forma de ondas gravitacionais, ondulações no próprio tecido do espaço-tempo.
Esta ilustração mostra a supernova 2013ge, com a sua estrela companheira na parte inferior direita. A estrela companheira é impactada pela onda de explosão da supernova, mas não destruída. Ao longo do tempo os astrónomos observaram a luz ultravioleta (UV) da supernova a desaparecer, revelando uma segunda fonte de luz UV próxima que mantinha o brilho. A teoria é que as duas estrelas massivas evoluíram juntas como um par binário, e que a sobrevivente atual se desviou do invólucro exterior de hidrogénio gasoso da sua parceira antes de esta explodir. Eventualmente, a estrela companheira também explodirá como uma supernova.
Crédito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)
Os astrónomos detetam a assinatura de vários elementos em explosões de supernova. Estes elementos estão estratificados como uma cebola na fase pré-supernova. O hidrogénio encontra-se na camada mais exterior de uma estrela e, se não for detetado hidrogénio no rescaldo da supernova, isso significa que foi removido antes da explosão ter ocorrido.
A causa da perda de hidrogénio tem sido um mistério e os astrónomos têm vindo a usar o Hubble para procurar pistas e testar teorias que expliquem estas supernovas despojadas de hidrogénio. As novas observações pelo Hubble fornecem as melhores evidências, até agora, que apoiam a teoria de que uma estrela companheira invisível desvia o invólucro gasoso da sua estrela companheira antes desta explodir.
"Este foi o momento por que esperávamos, finalmente ver evidências de um sistema binário progenitor de uma supernova totalmente despojada," disse Ori Fox do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, no estado norte-americano de Maryland, investigador principal do programa Hubble. "O objetivo é mover esta área de estudo da teoria para o trabalho com dados e ver como estes sistemas realmente são."
A equipa de Fox usou o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble para estudar a região da supernova (SN) 2013ge no ultravioleta, bem como observações anteriores pelo Hubble do MAST (Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes). Os astrónomos viram a luz da supernova a desaparecer ao longo do tempo entre 2016 e 2020 - mas outra fonte próxima de luz ultravioleta na mesma posição manteve o seu brilho. Esta fonte subjacente de emissão ultravioleta é o que a equipa propõe ser a companheira binária sobrevivente de SN 2013ge.
Duas a duas?
Anteriormente, os cientistas teorizavam que os ventos fortes de uma estrela progenitora massiva podiam fazer explodir o seu invólucro de hidrogénio gasoso, mas as evidências observacionais não corroboravam isso. Para explicar a desconexão, os astrónomos desenvolveram teorias e modelos em que uma companheira binária desviava o hidrogénio.
"Nos últimos anos, muitas linhas diferentes de evidência disseram-nos que as supernovas despojadas são provavelmente formadas em binários, mas ainda não tínhamos visto realmente a companheira. Tanto do estudo de explosões cósmicas é parecido com a ciência forense - procurar pistas e ver que teorias coincidem. Graças ao Hubble, podemos ver isto diretamente," disse Maria Drout da Universidade de Toronto, membro da equipa de investigação do Hubble.
Este infográfico mostra a evolução que os astrónomos propõem para a supernova (SN) 2013ge. Os painéis 1-3 mostram o que já ocorreu e os painéis 4-6 mostram o que poderá ocorrer no futuro. 1) Um par binário de estrelas massivas orbitam-se uma à outra. 2) Uma estrela envelhece para a sua fase de gigante vermelha, desenvolvendo um invólucro inchado exterior de hidrogénio que a sua estrela companheira extrai devido à gravidade. Os astrónomos propõem que é por isso que o Hubble não encontrou vestígios de hidrogénio nos detritos da supernova. 3) A estrela com invólucro exterior despojado explode como uma supernova (SN 2013ge), sacudindo mas não destruindo a sua estrela companheira. Após a supernova, o núcleo denso da antiga estrela massiva permanece como uma estrela de neutrões ou um buraco negro. 4) Eventualmente a estrela companheira também envelhece até se tornar uma gigante vermelha, mantendo o seu invólucro exterior, parte do qual veio da sua companheira. 5) A estrela companheira também explode como supernova. 6) Se as estrelas estiverem suficientemente próximas ums das outra para não serem lançadas das suas órbitas pela onda de explosão da supernova, os núcleos remanescentes continuarão a orbitar-se mutuamente e acabarão por se fundir, criando ondas gravitacionais no processo.
Crédito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)
Em observações anteriores de SN 2013ge, o Hubble viu dois picos na radiação ultravioleta, em vez de apenas o tipicamente visto na maioria das supernovas. Fox disse que uma explicação para este aumento duplo de brilho era que o segundo pico mostrava quando a onda de choque atingia uma estrela companheira, uma possibilidade que agora parece muito mais provável. As observações mais recentes do Hubble indicam que embora a estrela companheira tenha sido significativamente "sacudida", incluindo o hidrogénio que desviou da sua companheira estelar, não foi destruída. Fox compara o efeito a agitar uma gelatina, que eventualmente termina o seu movimento e volta à sua forma original.
Embora seja necessário encontrar confirmações adicionais e descobertas semelhantes de suporte, Fox disse que as implicações da descoberta ainda são substanciais, dando apoio a teorias de que a maioria das estrelas massivas se formam e evoluem como sistemas binários.
Uma a observar
Ao contrário das supernovas que têm uma concha inchada de gás para iluminar, as progenitoras de supernovas totalmente despojadas do seu invólucro estelar exterior revelaram-se difíceis de identificar nas imagens pré-explosão. Agora que os astrónomos tiveram a sorte de identificar a estrela companheira sobrevivente, podem utilizá-la para trabalhar para trás e determinar as características da estrela que explodiu, bem como a oportunidade sem precedentes de assistir ao rescaldo com a sobrevivente.
Também ela uma estrela massiva, a companheira de SN 2013ge está destinada a explodir como supernova. A sua antiga parceira é agora provavelmente um objeto compacto, como uma estrela de neutrões ou um buraco negro, e a companheira irá provavelmente também por esse caminho.
A proximidade das estrelas companheiras originais determina se permanecem juntas após a fase supernova. Se a distância for demasiado grande, a companheira será atirada para fora do sistema para vaguear sozinha pela galáxia hospedeira, um destino que poderá explicar muitas supernovas aparentemente solitárias.
Contudo, se as estrelas estiverem suficientemente próximas uma da outra durante a fase pré-supernova, vão continuar a orbitar-se uma à outra como buracos negros ou estrelas de neutrões. Nesse caso, acabariam por espiralar e fundir-se, criando ondas gravitacionais no processo.
As imagens, pelo Hubble, da galáxia NGC 3287 mostram a supernova 2013ge a desaparecer com o tempo, revelando a constante fonte de luz ultravioleta que os astrónomos identificaram como a sua estrela binária companheira. CRÉDITOS: CIÊNCIA:
Crédito: Ciência -
NASA, ESA, Ori Fox (STScI); Processamento de imagem - Joseph DePasquale (STScI)
Esta é uma perspetiva emocionante para os astrónomos, pois as ondas gravitacionais são um ramo da astrofísica que apenas recentemente começou a ser explorado. São ondas ou ondulações no próprio tecido do espaço-tempo, previsto por Albert Einstein no início do século XX. As ondas gravitacionais foram observadas pela primeira vez pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory).
"Com a companheira sobrevivente de SN 2013ge, poderíamos estar potencialmente a ver a prequela de um evento de ondas gravitacionais, embora tal evento só vá ocorrer daqui a mil milhões de anos," disse Fox.
Fox e colaboradores vão trabalhar com o Hubble para construir uma amostra maior de estrelas companheiras sobreviventes para outras supernovas, em efeito dando a SN 2013ge novamente alguma companhia.
"Há um grande potencial para além da simples compreensão da própria supernova. Uma vez que sabemos agora que a maioria das estrelas massivas do Universo se formam aos pares, são necessárias observações das estrelas companheiras sobreviventes para ajudar a compreender os detalhes por detrás da formação binária, troca de material e desenvolvimento coevolucionário. É uma época emocionante para estudar as estrelas," disse Fox.
"A compreensão do ciclo de vida das estrelas massivas é particularmente importante para nós porque todos os elementos pesados são forjados nos seus núcleos e através das suas supernovas. Esses elementos constituem grande parte do Universo observável, incluindo a vida tal como a conhecemos," acrescentou o coautor Alex Filippenko, da Universidade da Califórnia em Berkeley.
Os resultados foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.
Astrónomos observam uma potencial inversão magnética em torno de buraco negro supermassivo
Esta ilustração mostra o disco de acreção, a coroa (redemoinhos pálidos e cónicos acima do disco) e o buraco negro supermassivo da galáxia activa 1ES 1927+654 antes da sua recente erupção.
Crédito: NASA/Universidade Estatal de Sonoma, Aurore Simonnet
Uma explosão rara e enigmática de uma galáxia a 236 milhões de anos-luz pode ter sido desencadeada por uma inversão magnética, uma inversão espontânea do campo magnético que rodeia o seu buraco negro central.
Num novo estudo abrangente, uma equipa científica internacional associa as características invulgares da erupção a alterações no ambiente do buraco negro que provavelmente seriam desencadeadas por uma tal inversão magnética.
"Mudanças rápidas na luz visível e ultravioleta foram observadas em algumas dezenas de galáxias semelhantes a esta," disse Sibasish Laha, cientista investigador da Universidade de Maryland, Condado de Baltimore e do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no mesmo estado norte-americano. "Mas este evento marca a primeira vez que vimos os raios-X a desaparecerem completamente enquanto os outros comprimentos de onda aumentaram de brilho."
O artigo que descreve os achados, liderado por Laha, foi aceite para publicação na revista The Astrophysical Journal.
A equipa de investigação analisou observações novas e de arquivo em todo o espectro. O observatório Neil Gehrels Swift da NASA e o XMM-Newton da ESA forneceram medições de raios UV e raios-X. As observações no visível vieram do TNG (Telescopio Nazionale Galileo) de 3,6 metros e do GTC (Gran Telescopio Canarias) de 10,4 metros, ambos localizados na ilha de La Palma, Ilhas Canárias, Espanha. As medições de rádio foram adquiridas pelo VLBA (Very Long Baseline Array), uma rede de 10 radiotelescópios localizados nos Estados Universo; pelo VLA (Very Large Array) no estado do Novo México; e pela Rede Europeia VLBI (Very Long Baseline Interferometry).
No início de março de 2018, o levantamento ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) alertou os astrónomos de que uma galáxia chamada 1ES 1927+654 tinha aumentado de brilho quase 100 vezes no visível. Uma pesquisa por deteções anteriores, pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) da NASA, mostrou que a erupção tinha começado meses antes, no final de 2017.
Quando o Swift examinou pela primeira a galáxia, em maio de 2018, a sua emissão ultravioleta era 12 vezes maior, mas decrescia constantemente, indicando um pico anterior não observado. Depois, em junho, a emissão de raios-X mais energéticos da galáxia desapareceu.
"Foi muito emocionante mergulhar no estranho episódio explosivo desta galáxia e tentar compreender os possíveis processos físicos em ação," disse José Acosta-Pulido, coautor no IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) em Tenerife.
A maioria das grandes galáxias, incluindo a nossa Via Láctea, alberga um buraco negro supermassivo com milhões a milhares de milhões de vezes a massa do Sol. Quando a matéria cai na sua direção, primeiro reúne-se numa estrutura vasta e achatada chamada disco de acreção. À medida que o material espirala lentamente para o interior, aquece e emite luz visível, luz ultravioleta e raios-X menos energéticos. Perto do buraco negro, uma nuvem de partículas extremamente quentes - chamada coroa - produz raios-X mais energéticos. A luminosidade destas emissões depende da quantidade de material que flui em direção ao buraco negro.
"Uma interpretação anterior da erupção sugeriu que foi desencadeada por uma estrela que passou tão perto do buraco negro que foi dilacerada, perturbando o fluxo de gás," disse o coautor Josefa Becerra González, também do IAC. "Mostrámos que um tal evento desvaneceria mais rapidamente do que este surto."
O desaparecimento único da emissão de raios-X fornece aos astrónomos uma importante pista. Eles suspeitam que o campo magnético do buraco negro cria e sustenta a coroa, pelo que qualquer alteração magnética poderia impactar as propriedades dos seus raios-X.
"Uma inversão magnética, onde o polo norte se torna sul e vice-versa, parece encaixar melhor nas observações," disse o coautor Mithcell Begelman, professor no departamento de ciências astrofísicas e planetárias da Universidade do Colorado, Boulder. Ele e colegas, o investigador pós-doutorado e coautor Nicolas Scepi e o professor Jason Dexter, desenvolveram o modelo magnético. "O campo enfraquece inicialmente na periferia do disco de acreção, levando a um maior aquecimento e luminosidade na luz visível e UV," explicou.
À medida que a inversão avança, o campo torna-se tão fraco que já não consegue suportar a coroa - a emissão de raios-X desaparece. O campo magnético fortalece-se então gradualmente na sua nova orientação. Em outubro de 2018, cerca de 4 meses após o seu desaparecimento, os raios-X voltaram, indicando que a coroa tinha sido totalmente restaurada. No verão de 2021, a galáxia tinha regressado completamente ao seu estado pré-erupção.
É provável que as inversões magnéticas sejam acontecimentos comuns no cosmos. O registo geológico mostra que o campo da Terra se inverte de forma imprevisível, com uma média de algumas inversões a cada milhão de anos. O Sol, em contraste, sofre uma inversão magnética como parte do seu ciclo normal de atividade, alternando os polos norte e sul aproximadamente a cada 11 anos.
Sistema de alertas ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System): Página principal Wikipedia
Discos de formação planetária evoluem de formas surpreendentemente semelhantes
Um grupo de astrónomos, liderado por Sierk van Terwisga do Instituto Max Planck para Astronomia, analisou a distribuição da massa em mais de 870 discos de formação planetária na nuvem molecular gigante Orionte A. Ao explorar as propriedades estatísticas desta grande amostra de discos sem precedentes e de desenvolver um esquema inovador de processamento de dados, descobriram que, longe de ambientes agressivos como estrelas quentes, o declínio da massa do disco depende apenas da sua idade. Os resultados indicam que, pelo menos até 1000 anos-luz da Terra, os discos de formação planetária e os sistemas planetários evoluem de forma semelhante.
Esta impressão de artista mostra o aspecto dos discos de formação planetária em torno de jovens estrelas. São inicialmente constituídos por poeira e gás configurados em anéis de material denso. Com o tempo, os componentes sólidos crescem para seixos que eventualmente podem evoluir para planetas. Uma vez que as observações ALMA utilizadas neste estudo são apenas sensíveis a grãos de poeira de tamanho milimétrico, os discos evoluídos com objetos maiores ou mesmo planetas produzem um sinal relativamente fraco a partir do material remanescente. Os novos resultados indicam que, sem irradiação externa, tais discos evoluem de forma semelhante. Após cerca de um milhão de anos, a maioria deles não tem massa suficiente para produzir grandes planetas como Júpiter. No entanto, tais planetas podem já lá ter sido formados.
Crédito: Departamento gráfico do Instituto Max Planck para Astronomia
Algumas das questões mais interessantes da investigação astronómica atual são: qual é o aspeto dos outros sistemas planetários? Quão comparável é o Sistema Solar a outros sistemas planetários? Uma equipa de astrónomos contribuiu agora com pistas cruciais para a resolução deste puzzle. "Até agora, não sabíamos ao certo quais as propriedades que dominam a evolução dos discos de formação planetária em torno de jovens estrelas," diz Sierk van Terwisga, que é cientista do Instituto Max Planck para Astronomia em Heidelberg, Alemanha. Ele é o autor principal do artigo de investigação subjacente publicado na revista Astronomy & Astrophysics. "Os nossos novos resultados indicam agora que em ambientes sem qualquer influência externa relevante, a massa observada do disco, disponível para formar novos planetas, depende apenas da idade do sistema estrela-disco", acrescenta van Terwisga.
A massa do disco é a propriedade chave quando se estuda a evolução dos discos de formação planetária. Esta quantidade determina a quantidade de material disponível para ser transformado em planetas. Dependendo da idade do disco, pode também fornecer pistas sobre os planetas já ali presentes. Efeitos externos como a irradiação e os eventos de estrelas massivas vizinhas obviamente têm impacto na sobrevivência do disco. Contudo, tais ambientes são raros e esses processos não revelam muito sobre os próprios discos. Ao invés, os astrónomos estão mais interessados nas propriedades internas dos discos, tais como a idade, a composição química, ou a dinâmica da nuvem parental da qual emergiram as jovens estrelas com os seus discos.
Para determinar as várias contribuições, a equipa de astrónomos selecionou uma grande e conhecida região de jovens estrelas com discos, a nuvem Orionte A. Está a aproximadamente 1350 anos-luz da Terra. "Orionte A forneceu-nos uma amostra grande e sem precedentes de mais de 870 discos em torno de estrelas jovens. Foi crucial poder procurar pequenas variações na massa do disco, dependendo da idade e mesmo dos ambientes locais dentro da nuvem," explica Álvaro Hacar, coautor e cientista da Universidade de Viena, Áustria. A amostra resulta de observações anteriores com o Telescópio Espacial Herschel, o que permitiu identificar os discos. A combinação de vários comprimentos de onda forneceu um critério para estimar a idade. Uma vez que todos eles pertencem à mesma nuvem, os astrónomos esperavam pouca influência da química e de variações da história da nuvem. Também evitaram qualquer impacto de estrelas massivas no vizinho Enxame da Nebulosa de Orionte, rejeitando os discos a uma distância inferior a 13 anos-luz.
Esta imagem mostra a gigantesca nuvem de formação estelar Orionte A, observada pelo instrumento SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) a bordo do Telescópio Espacial Herschel. Traça a distribuição em grande escala da poeira fria. Orionte A fica a cerca de 1350 anos-luz de distância e consiste em regiões individuais de formação estelar, conforme indicado pelas suas legendas. As localizações dos discos de formação planetária (+) observados com o ALMA são indicadas, enquanto os discos com massas de poeira acima de um equivalente a 100 massas terrestres aparecem como pontos azuis. A famosa Nebulosa de Orionte, visível a olho nu no céu, acolhe o Enxame da Nebulosa de Orionte, incluindo várias estrelas massivas que emitem radiação intensa.
Crédito: Sierk van Terwisga et al./Instituto Max Planck para Astronomia
Para medir a massa dos discos, a equipa utilizou o ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), localizado no planalto de Chajnantor, no deserto chileno do Atacama. O ALMA consiste de 66 antenas parabólicas, funcionando como um único telescópio com uma resolução angular variável. Os cientistas aplicaram um modo de observação que lhes permitiu visar eficazmente cada disco a um comprimento de onda de cerca de 1,2 milímetros. Os discos frios são brilhantes nesta gama espectral. Por outro lado, a contribuição das estrelas centrais é negligenciável. Com esta abordagem, os astrónomos determinaram as massas dos discos de poeira. No entanto, as observações são insensíveis a objetos muito maiores do que alguns milímetros, por exemplo, rochas e planetas. Portanto, a equipa mediu efetivamente a massa do material, no disco, capaz de formar planetas.
Antes de calcular a massa dos discos, os astrónomos combinaram e calibraram os dados de várias dúzias de telescópios ALMA. Esta tarefa torna-se um grande desafio quando lidamos com grandes conjuntos de dados. Utilizando métodos padrão, teria levado meses para processar os dados recolhidos. Em vez disso, a equipa desenvolveu um novo método utilizando computadores paralelos. "A nossa nova abordagem melhorou a velocidade de processamento por um factor de 900," salienta o coautor Raymond Oonk do fornecedor de serviços de TI, SURF. As 3000 horas de CPU necessárias para concluir a tarefa e preparar os dados para análise subsequente decorreram em menos de um dia.
Ao todo, Orionte A contém discos de formação planetária, cada um com poeira que pode chegar a algumas centenas de massas terrestres. No entanto, dos 870 discos, apenas 20 contêm poeira equivalente a 100 ou mais Terras. No geral, o número de discos cai rapidamente com a massa, com uma maioria contendo menos de 2,2 massas terrestres de poeira. "A fim de procurar variações, dissecámos a nuvem de Orionte A e analisámos estas regiões separadamente. Graças às centenas de discos, as subamostras ainda eram suficientemente grandes para produzir resultados estatisticamente significativos," explica van Terwisga.
De facto, os cientistas encontraram pequenas variações na distribuição da massa dos discos em escalas de dezenas de anos-luz dentro de Orionte A. No entanto, todas elas podem ser explicadas como um efeito da idade, ou seja, no espaço de alguns milhões de anos, as massas dos discos tendem a diminuir para populações mais velhas. Dentro das margens de erro, grupos de discos de formação planetária da mesma idade exibem a mesma distribuição de massa. Não é de todo surpreendente descobrir que a massa de poeira nos discos de formação planetária diminui com o tempo. Afinal de contas, a poeira é uma das matérias-primas dos planetas. Assim, a formação planetária reduz certamente a quantidade de poeira livre. Outros processos bem conhecidos são a migração da poeira para o centro do disco e a evaporação da poeira por irradiação da estrela hospedeira. Ainda assim, é surpreendente ver uma correlação tão forte entre a massa do disco e a idade.
Todos estes discos surgiram do mesmo ambiente que agora constitui a nuvem de Orionte A. Como é que isto se compara com outras populações de discos em torno de jovens estrelas? Os astrónomos abordaram esta questão comparando os seus resultados com várias regiões de formação estelar vizinhas que têm discos de formação planetária. À exceção de duas, todas elas encaixam na relação de massa encontrada em Orionte A. "No geral, pensamos que o nosso estudo prova que, pelo menos até 1000 anos-luz, todas as populações de discos de formação planetária mostram a mesma distribuição de massa numa determinada idade. E parecem estar a evoluir mais ou menos da mesma forma," conclui van Terwisga. O resultado pode mesmo sugerir a formação de sistemas planetários espantosamente semelhantes.
Como passo seguinte, os cientistas vão analisar os possíveis impactos das estrelas próximas em escalas menores de alguns anos-luz. Embora tenham evitado o forte campo de radiação provocado pelas estrelas massivas no Enxame da Nebulosa de Orionte, existem campos estelares potencialmente mais ténues que podem afetar a poeira nos discos vizinhos e alterar as estatísticas da massa dos discos. Tais contribuições podem explicar alguns dos desvios encontrados na relação entre a massa do disco e a idade. Os resultados podem ajudar a reforçar o quadro geral da evolução de um disco de formação planetária dominado pela idade.
Projeto global de ciência cidadã encontra mais de 1700 rastos de asteroides em imagens do Hubble (via ESA/Hubble)
Combinando inteligência artificial com muitos aguçados olhos humanos, os astrónomos encontraram 1701 novas pistas de asteroides em dados de arquivo do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA, consistindo em mais de 37.000 imagens que se estendem por duas décadas. O projecto reflete tanto o valor do Hubble para os cientistas como caçador de asteroides como a forma como o público pode efetivamente contribuir para as iniciativas científicas dos cidadãos. Ler fonte
Álbum de fotografias - Galáxia Espiral NGC 1512: Os Anéis Internos
A maioria das galáxias não tem anéis - porque é que esta galáxia tem dois? Para começar, a banda brilhante perto do centro de NGC 1512 é um anel nuclear, ou anel que rodeia o centro da galáxia e cujo brilho é oriundo de estrelas recém-formadas. A maioria das estrelas e do gás e poeira que as acompanha, contudo, orbitam o centro galáctico num anel muito mais afastado - aqui visto perto da borda da imagem. Este anel é chamado, contraintuitivamente, de anel interno. Se olharmos atentamente, veremos que o anel interno liga as extremidades de uma barra central difusa que percorre horizontalmente a galáxia. Pensa-se que estas estruturas de anel são provocadas pelas próprias assimetrias de NGC 1512 num processo chamado evolução secular. A gravidade destas assimetrias galácticas, incluindo a barra de estrelas, causa a queda de gás e poeira do anel interno para o anel nuclear, aumentando o ritmo de formação estelar deste anel. Algumas galáxias espirais também têm um terceiro anel - um anel exterior que rodeia a galáxia ainda mais para fora.
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