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  Arquivo | CCVAlg - Astronomia
Com o apoio do Centro Ciência de Tavira
   
 
 
  Astroboletim #1924  
  16/08 a 18/08/2022  
     
 
Astronomia no Verão pelo Centro Ciência Viva de Tavira

Observação noturna do céu em Tavira
Local: Forte do Rato
17/08/2022, 21:30 - Data esgotada - lista de espera
30/08/2022, 21:00 - Data esgotada - lista de espera

Observação da Lua em Tavira
(não é necessário inscrição)
Local: Praça da República
05/08/2022, 21:30
06/09/2022, 21:00

 
Astronomia no Verão pelo Centro Ciência Viva do Algarve

Observação astronómica no Vale do Álamo (Penina)
17/08/2022, 21:00 - Data esgotada - lista de espera

Observação astronómica no Miradouro do Alto da Ameixeira (S. Brás de Alportel)
19/08/2022, 21:00 - Data esgotada - Lista de espera

Observação astronómica na praia dos Salgados (Galé/Albufeira)
21/08/2022, 20:45 - Data esgotada - lista de espera

Observação astronómica junto ao moinho de maré da Quinta de Marim (Olhão)
30/08/2022, 20:00 - Data esgotada - lista de espera

Lua durante o dia no Centro Náutico da Praia de Faro
(não é necessário inscrição)
Data:
02/09/2022
Horários: 17:30, 17:45, 18:00, 18:15 e 18:45

Lua durante o dia no Parque Municipal de Loulé
(não é necessário inscrição)
Data:
03/09/2022
Horários: 17:30, 17:45, 18:00, 18:15 e 18:45

Programa em atualização
Consulte sempre a página das atividades para informações mais detalhadas como o itinerário, ponto de encontro, coordenadas GPS, etc., e para fazer a sua inscrição caso seja obrigatória.
Todas as atividades estão dependentes de condições meteorológicas favoráveis.
Não dispensa a consulta do FAQ no site da Ciência Viva no Verão

 
     
 
Efemérides

Dia 16/08: 228.º dia do calendário gregoriano.
História:
Em 1744, nascia Pierre Méchain, astrónomo francês que, além de Charles Messier, foi um grande contribuidor para os primeiros estudos de objetos de céu profundo e cometas.
Em 1989, uma proeminência solar cria uma tempestade geomagnética que afeta microchips, fazendo parar a bolsa de Toronto.
Em 2000, depois de 18 meses de observações pelo Satélite Astronómico de Ondas Sub-milimétricas da NASA, ou SWAS, é anunciada a deteção de vapor de água no espaço interestelar.

"Podemos ver estes berçários estelares como gigantes fábricas químicas que produzem vapor de água a um ritmo tremendo. As grandes quantidades presentes nas regiões de formação estelar irão ajudar o gás interestelar a arrefecer, talvez eventualmente a despertar o nascimento de uma futura geração de estrelas." David Neufeld, professor de Física e Astronomia da Universidade Johns Hopkins.
Observações: À medida que o verão progride e Arcturo desce no céu a oeste, a figura de "papagaio-de-papel" de Boieiro que "nasce" a partir de Arcturo inclina-se para a direita. O "papagaio-de-papel" é estreito, ligeiramente dobrado e com a sua parte superior inclinada para a direita, com 23º de tamanho: cerca de dois punhos à distância do braço esticado. Arcturo corresponde à sua ponta inferior, onde se liga o fio à cauda do "papagaio-de-papel".
Para a direita de Boieiro, a noroeste, a Ursa Maior situa-se na diagonal.

Dia 17/08: 229.º dia do calendário gregoriano.
História:
Em 1877, Asaph Hall descobria Fobos, a maior e mais interior lua de Marte.
Em 1958, é lançada a Pioneer 0, a primeira tentativa dos EUA em atingir órbita lunar, usando os primeiros foguetões Thor-Able. A missão falha. No entanto, é notável por ser uma das primeiras a ir para lá da Terra. 
Em 1966 era lançada a sonda Pioneer 7.
Em 1970 a sonda soviética Venera 7 é lançada a partir do cosmódromo de Baikonur. Chega a Vénus no dia 15 de dezembro de 1970. É a primeira nave a enviar dados para a Terra a partir da superfície de outro planeta. A Venera 7 teve também uma sonda gémea, lançada a 22 de agosto, mas que permaneceu em órbita da Terra.
Em 1980, depois de 1400 órbitas em torno de Marte, a sonda Viking 1 foi desligada. Lançada a 25 de agosto de 1975, a missão Viking revelou, na altura, as melhores imagens do planeta. Uma das suas fotografias mais famosas é a "Cara em Marte". 
Em 1999 a sonda Cassini passava pela Terra (1166 km), sobre o lado este do Pacífico Sul.

Este é um de 4 voos rasantes planetários (Vénus, Vénus novamente, Terra e Júpiter), para uma assistência gravitacional a fim da sonda chegar a Saturno em 2004. Este voo rasante deu à Cassini um aumento de velocidade de 20.000 quilómetros por hora. As vozes contra a Cassini e o seu plutónio respiraram de alívio.
Observações: O mês de agosto continua a avançar e as noites começam a ficar mais frescas. O Grande Quadrado de Pégaso eleva-se a este, apoiado num canto. As suas estrelas são apenas de magnitude 2 e 3, e o punho do observador, à distância do braço esticado, cabe no seu interior.
A partir do canto esquerdo do Grande Quadrado desloca-se a linha principal da constelação de Andrómeda: três estrelas (incluindo o canto) tão brilhantes quanto aquelas que formam o Quadrado de Pégaso. A linha estende-se para a esquerda e um pouco para baixo.

Dia 18/08: 230.º dia do calendário gregoriano.
História:
Em 1814 nascia Anders Jonas Angström, físico sueco e um dos fundadores da ciência da espectroscopia.
Em 1868, Pierre Janssen em conjunto com Norman Lockyer observam pela primeira vez hélio no espectro do Sol.
Em 1985 era lançado o Suisei, a segunda missão japonesa a estudar o cometa Halley.

Detetou água cometária, monóxido de carbono e iões de dióxido de carbono.
Observações: Durante meses, a maioria dos planetas visíveis a olho nu têm permanecido no céu antes do amanhecer. Agora Saturno torna-se o primeiro do grupo a regressar ao céu depois do pôr-do-Sol. Fica mais brilhante com o passar das horas.

 
 
   
Hubble vê supergigante vermelha Betelgeuse a recuperar lentamente após explodir o seu topo
 
A sequência de eventos que ocorreram nos últimos anos na supergigante vermelha Betelgeuse.
Crédito: NASA, ESA, Elizabeth Wheatley (STScI)
 

Ao analisarem dados do Telescópio Espacial Hubble da NASA e de vários outros observatórios, os astrónomos concluíram que a brilhante estrela supergigante vermelha Betelgeuse explodiu literalmente o seu topo em 2019, perdendo uma parte substancial da sua superfície visível e produzindo uma gigantesca Ejeção de Massa Superficial (EMS). Isto é algo nunca antes visto no comportamento normal de uma estrela.

O nosso Sol expele rotineiramente partes da sua ténue atmosfera solar, a coroa, num evento conhecido como Ejeção de Massa Coronal (EMC). Mas a EMS de Betelgeuse expeliu 400 mil milhões de vezes mais massa do que uma típica EMC!

A estrela monstruosa ainda está lentamente a recuperar desta convulsão catastrófica. "Betelgeuse continua, neste momento, a fazer coisas muito invulgares; o interior está como que a saltar", disse Andrea Dupree do Centro para Astrofísica | Harvard & Smithsonian em Cambridge, no estado norte-americano de Massachusetts.

Estas novas observações dão pistas sobre como as estrelas vermelhas perdem massa no final das suas vidas à medida que os seus fornos de fusão nuclear se esgotam, antes de explodirem como supernovas. A quantidade de perda de massa afeta significativamente o seu destino. No entanto, o comportamento surpreendentemente petulante de Betelgeuse não é evidência de que a estrela esteja prestes a explodir em breve. Portanto, a perda de massa não é necessariamente o sinal de uma explosão iminente.

Dupree está agora a juntar todas as peças do puzzle do comportamento petulante da estrela antes, depois e durante a erupção numa história coerente de uma convulsão titânica nunca antes vista numa estrela envelhecida.

Isto inclui novos dados espectroscópicos e de imagem do observatório robótico STELLA, do TRES (Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph) do Observatório Fred L. Whipple, da sonda STEREO-A (Solar Terrestrial Relations Observatory) da NASA, do Telescópio Espacial Hubble da NASA e da AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Dupree enfatiza que os dados do Hubble foram fundamentais para ajudar a resolver o mistério.

"Nunca antes tínhamos visto uma enorme ejeção de massa da superfície de uma estrela. É algo que não compreendemos completamente. É um fenómeno totalmente novo que podemos observar diretamente e resolver detalhes da superfície com o Hubble. Estamos a observar uma evolução estelar em tempo real".

 
Esta ilustração mostra a mudança de luminosidade da estrela supergiante vermelha Betelgeuse, após a ejeção de massa titânica de um grande pedaço da sua superfície visível. O material em fuga arrefeceu para formar uma nuvem de poeira que temporariamente fez a estrela parecer mais fraca, como visto da Terra. Esta convulsão estelar sem precedentes perturbou o período de oscilação de 400 dias da estrela monstruosa que os astrónomos tinham medido durante mais de 200 anos. O interior pode agora estar a abanar como uma gelatina.
Crédito: NASA, ESA, Elizabeth Wheatley (STScI)
 

A explosão titânica em 2019 foi possivelmente causada por uma pluma convectiva, com um diâmetro superior a 1,6 milhões de quilómetros, borbulhando a partir do interior da estrela. Produziu choques e pulsações que expeliram um pedaço da fotosfera, deixando a estrela com uma grande área de superfície fria sob a nuvem de poeira que foi produzida pelo pedaço da fotosfera em arrefecimento. Betelgeuse está agora a lutar para recuperar desta lesão.

Com uma massa várias vezes maior do que a nossa Lua, o pedaço de fotosfera fraturado acelerou para o espaço e arrefeceu para formar uma nuvem de poeira que bloqueou a luz da estrela, tal como foi visto pelos observadores na Terra. O escurecimento, que começou em finais de 2019 e durou alguns meses, foi facilmente percetível mesmo por observadores de quintal que viam a estrela a mudar de brilho. Uma das estrelas mais brilhantes do céu, Betelgeuse é facilmente encontrada no ombro direito da constelação de Orionte.

Ainda mais fantástico, o ritmo de pulsação de 400 dias da supergigante já não existe, talvez pelo menos temporariamente. Há quase 200 anos que os astrónomos medem este ritmo como evidente em variações de brilho e movimentos à superfície de Betelgeuse. A sua perturbação atesta a ferocidade da explosão.

As células de convecção interior da estrela, que impulsionam a pulsação regular, podem estar a rodar como uma máquina de lavar roupa desequilibrada, sugere Dupree. Os espectros pelo TRES e pelo Hubble sugerem que as camadas exteriores podem estar de volta ao normal, mas a superfície ainda está a saltar como uma gelatina à medida que a fotosfera se reconstrói.

Embora o nosso Sol tenha ejeções de massa coronal que expelem pequenos pedaços da atmosfera exterior, os astrónomos nunca testemunharam uma quantidade tão grande da superfície visível de uma estrela a ser disparada para o espaço. Portanto, as ejeções de massa superficial e as ejeções de massa coronal podem ser eventos diferentes.

Betelgeuse é agora tão grande que se substituíssemos o Sol no centro do nosso Sistema Solar, a sua superfície exterior estender-se-ia para além da órbita de Júpiter. Dupree utilizou o Hubble para resolver manchas quentes à superfície da estrela em 1996. Esta foi a primeira imagem direta de uma estrela que não o Sol.

O Telescópio Espacial Webb da NASA pode ser capaz de detetar o material ejetado no infravermelho, à medida que se afasta da estrela.

// NASA (comunicado de imprensa)
// Centro para Astrofísica | Harvard & Smithsonian (comunicado de imprensa)

 


Saiba mais

CCVAlg - Astronomia:
18/06/2021 - Desvendado o mistério da diminuição de brilho de Betelgeuse
18/08/2020 - Hubble ajuda a resolver o mistério do escurecimento de Betelgeuse
03/03/2020 - Os últimos suspiros de uma estrela massiva
18/02/2020 - Telescópio do ESO observa a superfície de Betelgeuse a diminuir de brilho

Notícias relacionadas:
SPACE.com
PHYSORG
science alert
Popular Mechanics
CNN
Forbes
Ars Technica
Pplware

Betelgeuse:
Wikipedia

Supergigante vermelha:
Wikipedia

Telescópio Espacial Hubble:
Hubble, NASA 
ESA
Hubblesite
STScI
SpaceTelescope.org
Base de dados do Arquivo Mikulski para Telescópios Espaciais

 
   
Gaia revela o passado e o futuro do Sol

Todos desejamos, por vezes, ver o futuro. Agora, graças aos dados mais recentes da missão Gaia da ESA, os astrónomos podem fazer exatamente isso para o Sol. Ao identificar com precisão estrelas de massa e composição semelhantes, podem ver como o nosso Sol vai evoluir no futuro. E este trabalho vai muito além de um pouco de clarividência astrofísica.

A terceira grande divulgação de dados do Gaia (DR3, "data release 3") foi tornada pública a 13 de junho de 2022. Um dos principais produtos a sair desta publicação foi uma base de dados das propriedades intrínsecas de centenas de milhões de estrelas. Estes parâmetros incluem quão quentes são, quão grandes são e quais as massas que possuem.

O Gaia faz leituras excecionalmente precisas do brilho aparente de uma estrela, tal como visto da Terra, e da sua cor. A transformação destas características observacionais básicas nas propriedades intrínsecas de uma estrela é um trabalho meticuloso.

 
Impressão artística de alguns possíveis percursos evolutivos para estrelas de diferentes massas iniciais.
Algumas protoestrelas, anãs castanhas, nunca ficam quentes o suficiente para se tornarem verdadeiramente estrelas, e simplesmente arrefecem e desvanecem-se.
As anãs vermelhas, o tipo estelar mais comum, continuam a arder até terem transformado todo o seu hidrogénio em hélio, transformando-se numa anã branca.
Estrelas semelhantes ao Sol incham em gigantes vermelhas antes de libertarem os seus invólucros exteriores para uma nebulosa colorida, enquanto os seus núcleos colapsam numa anã branca.
As estrelas mais massivas colapsam abruptamente depois de terem queimado o seu combustível, provocando uma explosão de supernova ou explosão de raios-gama, e deixando para trás uma estrela de neutrões ou um buraco negro.
Crédito ESA
 

Orlagh Creevey, do Observatório Côte d'Azur, França, e colaboradores da Unidade de Coordenação 8 do Gaia, são responsáveis pela extração de tais parâmetros astrofísicos das observações do Gaia. Ao fazê-lo, a equipa está a acrescentar ao trabalho pioneiro dos astrónomos que trabalharam no HCO (Harvard College Observatory), no estado norte-americano de Massachusetts, durante o final do século XIX e início do século XX.

Naquela altura, os esforços dos astrónomos centravam-se na classificação do aparecimento de "linhas espectrais". Estas são linhas escuras que aparecem no arco-íris de cores produzidas quando a luz de uma estrela é dividida com um prisma. Annie Jump Cannon concebeu uma sequência de classificação espectral que ordenou as estrelas de acordo com a força destas linhas espectrais. Esta ordem foi posteriormente descoberta como estando diretamente relacionada com a temperatura das estrelas. Antonia Maury fez uma classificação separada com base na largura de certas linhas espectrais. Mais tarde, descobriu-se que esta se relacionava com a luminosidade e a idade de uma estrela.

A correlação destas duas propriedades permite que cada estrela no Universo seja traçada num único diagrama. Conhecido como diagrama de H-R (Hertzsprung-Russell), tornou-se uma das pedras angulares da astrofísica. Concebido independentemente em 1911 por Ejnar Hertzsprung e em 1913 por Henry Norris Russell, um diagrama de H-R traça a luminosidade intrínseca de uma estrela contra a sua temperatura superficial efetiva. Ao fazê-lo, revela como as estrelas evoluem ao longo dos seus grandes ciclos de vida.

 
Espectros de Absorção: Quando a luz passa através de um gás, átomos e moléculas no gás absorvem certas cores, ou comprimentos de onda, dessa luz. O resultado é um espectro de absorção: um arco-íris com linhas escuras de absorção.
Espectros de emissão: o mesmo gás pode brilhar, emitindo cores muito específicas para formar um espectro de emissão com linhas brilhantes conhecidas como linhas de emissão.
Cada elemento tem um conjunto único de linhas de absorção e emissão. O padrão de linhas é conhecido como uma assinatura espectral. Os espectros de absorção e emissão de cada elemento são inversos um do outro: os comprimentos de onda das linhas de absorção de um elemento em particular são os mesmos que os comprimentos de onda das suas linhas de emissão. Os astrónomos podem comparar o espectro de um objeto ou material celeste com os espectros de elementos e moléculas conhecidas para descobrir de que é feito o objeto ou material.
Crédito: NASA, ESA, Leah Hustak (STScI)
 

Embora a massa da estrela mude relativamente pouco ao longo da sua vida, a temperatura e o tamanho da estrela variam muito à medida que envelhece. Estas alterações são impulsionadas pelo tipo de reações de fusão nuclear que estão a ocorrer dentro da estrela na altura.

Com uma idade de cerca de 4,57 mil milhões de anos, o nosso Sol está atualmente na sua confortável meia-idade, fundindo hidrogénio em hélio e sendo geralmente bastante estável; calmo, até. Nem sempre será esse o caso. À medida que o combustível hidrogénio se esgota no seu núcleo, e que as mudanças começam no processo de fusão, é esperado que inche numa estrela gigante vermelha, baixando a sua temperatura de superfície no processo. Exatamente como isto acontece depende de quanta massa uma estrela contém e da sua composição química. É aqui que entra a DR3.

Orlagh e colegas vasculharam os dados à procura das observações estelares mais precisas que a missão podia oferecer. "Queríamos ter uma amostra realmente pura de estrelas com medições de alta precisão", diz Orlagh.

 
Mais de quatro milhões de estrelas, num raio de cinco mil anos-luz do Sol, estão traçadas neste diagrama usando informação sobre o seu brilho, cor e distância do segundo lançamento de dados do satélite Gaia da ESA. É conhecido como diagrama de Hertzsprung-Russell em honra aos astrónomos que o conceberam no início do século XX, e é um instrumento fundamental para estudar as populações de estrelas e a sua evolução.
Este diagrama de Hertzsprung-Russell, obtido por uma seleção de estrelas no segundo catálogo do Gaia, é o mais detalhado até à data feito por mapeamento de estrelas em todo o céu, contendo cerca de cem vezes mais estrelas do que o obtido utilizando dados da missão Hipparcos da ESA, a antecessora do Gaia, nos anos 90. Este novo diagrama contém tanta informação altamente precisa que os astrónomos foram capazes de identificar detalhes finos que nunca antes tinham sido vistos.
O diagrama de Hertzsprung-Russell pode ser imaginado como um retrato de família estelar: as estrelas são traçadas de acordo com a sua cor (no eixo horizontal) e brilho (no eixo vertical) e são agrupadas em diferentes regiões do diagrama, dependendo principalmente das suas massas, composição química, idades e fases do ciclo de vida estelar. A informação sobre as distâncias estelares é fundamental para calcular o verdadeiro brilho, ou magnitude absoluta, das estrelas.
As estrelas mais brilhantes são mostradas na parte superior do diagrama, enquanto as estrelas mais fracas são mostradas na parte inferior. As estrelas mais azuis, que têm superfícies mais quentes, estão à esquerda, e as estrelas mais vermelhas, com superfícies mais frias, à direita. A escala de cores nesta imagem não representa a cor das estrelas, mas é uma representação de quantas estrelas estão representadas em cada parte do diagrama: o preto representa números mais baixos de estrelas, enquanto que o vermelho, o laranja e o amarelo correspondem a números cada vez mais altos de estrelas.
A grande faixa diagonal que atravessa o centro do gráfico é conhecida como a sequência principal. É aqui que se encontram estrelas de pleno direito que estão a gerar energia através da fusão de hidrogénio em hélio. As estrelas massivas, que têm cores mais azuis ou mais brancas, encontram-se na extremidade superior esquerda da sequência principal, enquanto as estrelas de massa intermédia como o nosso Sol, caracterizadas por cores amarelas, se encontram a meio caminho. As estrelas mais vermelhas, de baixa massa, encontram-se na parte inferior direita.
À medida que as estrelas envelhecem, incham, tornando-se mais brilhantes e avermelhadas. As estrelas que experimentam isto são vistas no diagrama como o braço vertical que conduz para fora da sequência principal e vira para a direita. Isto é conhecido como o ramo das gigantes vermelhas.
Enquanto as estrelas mais massivas incham em gigantes vermelhas e explodem como poderosas supernovas, estrelas como o nosso Sol terminam os seus dias de uma forma menos espetacular, acabando por se transformar em anãs brancas - os núcleos quentes de estrelas mortas. Estes encontram-se na parte inferior esquerda do diagrama.
O enorme salto em frente do Hipparcos para o Gaia é especialmente visível na região das anãs brancas do diagrama. Embora Hipparcos tivesse obtido medições de distância fiáveis apenas para um punhado de anãs brancas, mais de 35.000 desses objetos estão incluídos neste diagrama com base em dados do Gaia. Isto permite aos astrónomos ver a assinatura de diferentes tipos de anãs brancas, de tal forma que se pode fazer uma diferenciação entre as que têm núcleos ricos em hidrogénio e as que são dominadas pelo hélio.
Crédito: ESA/Gaia/DPAC; reconhecimento: DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia; Carine Babusiaux, IPAG - Université Grenoble Alpes, GEPI - Observatório de Paris, França.
 

Concentraram os seus esforços em estrelas que têm temperaturas de superfície entre 3000K e 10000K, porque estas são as estrelas com a vida mais longa na Galáxia e, portanto, podem revelar a história da Via Láctea. São também candidatas promissoras à descoberta de exoplanetas, porque são basicamente parecidas ao Sol, que tem uma temperatura à superfície de 6000K.

Em seguida, Orlagh e colegas filtraram a amostra para mostrar apenas aquelas estrelas que tinham a mesma massa e composição química que o Sol. Uma vez que permitiram idades diferentes, as estrelas que selecionaram acabaram por traçar uma linha através do diagrama de H-R que representa a evolução do nosso Sol, desde o seu passado até ao seu futuro. A linha revelou a forma como a nossa estrela irá variar a sua temperatura e luminosidade à medida que envelhece.

A partir deste trabalho, torna-se claro que o nosso Sol atingirá uma temperatura máxima aproximadamente aos 8 mil milhões de anos, e que depois irá arrefecer e aumentar de tamanho, tornando-se numa estrela gigante vermelha por volta dos 10-11 mil milhões de anos. O Sol chegará ao fim da sua vida após esta fase, quando eventualmente se tornar numa ténue anã branca.

Encontrar estrelas semelhantes ao Sol é essencial para compreender como encaixamos no Universo mais vasto. "Se não compreendermos o nosso próprio Sol - e há muitas coisas que não sabemos sobre ele - como podemos esperar compreender todas as outras estrelas que constituem a nossa maravilhosa Galáxia", comenta Orlagh.

É uma fonte de alguma ironia que o Sol seja a nossa estrela mais próxima e mais estudada, mas a sua proximidade obriga-nos a estudá-la com telescópios e instrumentos completamente diferentes dos que usamos para olhar para o resto das estrelas. Isto porque o Sol é muito mais brilhante do que as outras estrelas. Ao identificar estrelas semelhantes ao Sol, mas desta vez com idades semelhantes, podemos colmatar esta lacuna observacional.

Para identificar estas "análogas solares" nos dados do Gaia, Orlagh e colegas procuraram estrelas com temperaturas, gravidades à superfície, composições, massas e raios que são todos semelhantes ao Sol atual. Encontraram 5863 estrelas que correspondiam aos seus critérios.

 
A evolução de uma estrela parecida com o Sol, tal como derivada da DR3 do Gaia da ESA, no chamado diagrama de Hertzsprung-Russell. O Sol é ilustrado na sua idade atual de cerca de 4,6 mil milhões de anos, e o caminho evolutivo que seguirá dado que a temperatura e luminosidade de uma estrela varia com a idade à medida que que queima o seu combustível. O nosso Sol atingirá uma temperatura máxima aproximadamente aos oito mil milhões de anos de idade, depois arrefecerá e mover-se-á ao longo deste diagrama, ao mesmo tempo que aumenta lentamente de tamanho. Torna-se uma gigante vermelha aos 10-11 mil milhões de anos e depois aumenta rapidamente de forma significativa em tamanho. O fim da vida do Sol acontece pouco tempo depois, onde acabará por se tornar uma anã branca e fria.
Crédito: ESA/Gaia/DPAC
 

Agora que o Gaia produziu a lista de alvos, outros podem começar a investigá-los com seriedade. Algumas das questões a que querem respostas incluem: todas as análogas solares têm sistemas planetários semelhantes ao nosso? Será que todas as análogas solares giram a um ritmo semelhante ao do Sol?

Com a DR3, a instrumentação extremamente precisa do Gaia permitiu que os parâmetros estelares de mais estrelas fossem determinados com mais precisão do que nunca. E essa exatidão irá ondular para muitos outros estudos. Por exemplo, conhecer estrelas com mais exatidão pode ajudar ao estudo das galáxias, cuja luz é uma amalgamação de milhares de milhões de estrelas individuais.

"A missão Gaia tocou em todos os ramos da astrofísica", diz Orlagh.

Assim, quase certamente, não será apenas o passado e o futuro do Sol que este trabalho vai ajudar a iluminar.

// ESA (comunicado de imprensa)
// A vida de uma estrela (ESA via YouTube)

 


Saiba mais

Sol:
Wikipedia
Fases da vida do Sol (Wikipedia)

Evolução estelar:
Wikipedia

Diagrama de Hertzsprung-Russell:
Wikipedia

Gaia:
ESA
ESA - 2
Gaia/ESA
Programa Alertas de Ciência Fotométrica do Gaia
Catálogo DR3 do Gaia
Wikipedia

 
   
As estrelas mais brilhantes do céu noturno podem "despir" os planetas até aos seus núcleos rochosos

Ao longo dos últimos 25 anos, os astrónomos encontraram milhares de exoplanetas em torno de estrelas na nossa Galáxia, mas mais de 99% deles orbitam estrelas mais pequenas - desde anãs vermelhas a estrelas ligeiramente mais massivas do que o nosso Sol, que é considerado uma estrela de tamanho médio.

Poucos foram descobertos em torno de estrelas ainda mais massivas, tais como estrelas do tipo A - estrelas azuis brilhantes duas vezes maiores do que o Sol - e a maioria dos exoplanetas que foram observados têm o tamanho de Júpiter ou são maiores. Algumas das estrelas mais brilhantes do céu noturno, tais como Sirius e Vega, são estrelas do tipo A.

 
Impressão artística de um planeta do tamanho de Neptuno, à esquerda, em torno de uma estrela azul do tipo A. Os astrónomos da UC Berkeley descobriram um gigante de gás difícil de encontrar em torno de uma destas estrelas brilhantes, mas de curta duração, mesmo na borda do deserto quente de Neptuno, onde a forte radiação da estrela provavelmente despoja qualquer planeta gigante do seu gás.
Crédito: Steven Giacalone, UC Berkeley
 

Astrónomos da Universidade da Califórnia, Berkeley, relatam agora um novo planeta do tamanho de Neptuno - chamado HD 56414 b - em torno de uma destas estrelas de tipo A, escaldantes, mas de curta duração, e fornecem dicas sobre a razão pela qual tão poucos gigantes gasosos mais pequenos que Júpiter foram vistos em torno de 1% das estrelas mais brilhantes da nossa Galáxia.

Os métodos atuais de deteção exoplanetária encontram mais facilmente planetas com períodos orbitais curtos e rápidos em torno das suas estrelas, mas este planeta recém-descoberto tem um período orbital mais longo do que a maioria dos descobertos até à data. Os investigadores sugerem que um planeta do tamanho de Neptuno, mais fácil de encontrar, situado mais perto de uma estrela brilhante do tipo A, seria rapidamente despojado do seu gás pela dura radiação estelar e reduzido a um núcleo indetetável.

Embora esta teoria tenha sido proposta para explicar os chamados desertos dos Neptunos quentes em torno de estrelas mais avermelhadas, desconhecia-se se isto se estendia a estrelas mais quentes - as estrelas do tipo A são cerca de 1,5 a 2 vezes mais quentes do que o Sol - devido à escassez de planetas conhecidos em torno de algumas das estrelas mais brilhantes da Galáxia.

"É um dos planetas mais pequenos que conhecemos em torno destas estrelas realmente enormes", disse o estudante da UC Berkeley Steven Giacalone. "De facto, esta é a estrela mais quente que conhecemos com um planeta mais pequeno que Júpiter. Este planeta é interessante em primeiro lugar e sobretudo porque estes tipos de planetas são realmente difíceis de encontrar, e provavelmente não vamos encontrar muitos como ele num futuro previsível".

O deserto dos Neptunos quentes

A descoberta daquilo a que os investigadores chamam um "Neptuno ameno" mesmo para lá da zona onde o planeta teria sido despojado do seu gás sugere que estrelas brilhantes do tipo A podem ter numerosos núcleos invisíveis dentro da zona dos Neptunos quentes que estão à espera de serem descobertos através de técnicas mais sensíveis.

"Podemos esperar ver um amontoado de núcleos Neptunianos remanescentes em períodos orbitais curtos" à volta dessas estrelas, concluíram os investigadores no seu artigo científico.

A descoberta também contribui para a nossa compreensão de como as atmosferas planetárias evoluem, disse Courtney Dressing, professora assistente de astronomia na mesma universidade.

 
Os astrónomos encontraram milhares de exoplanetas (pontos negros) em torno de estrelas na nossa Galáxia, a Via Láctea, mas poucos planetas do tamanho de Neptuno foram descobertos em órbitas de curto período em torno das suas estrelas, criando o que os astrónomos chamam do deserto dos Neptunos quentes (região rosa, representando planetas com raios 3-10 vezes superiores aos da Terra com períodos orbitais inferiores a 3 dias). Um novo planeta do tamanho de Neptuno (estrela amarela) sugere que eles não sobrevivem o tempo suficiente para serem detetados. Os planetas deste gráfico foram descobertos quando atravessaram em frente ou transitaram a sua estrela, diminuindo a sua luz. As técnicas atuais limitam-se a encontrar planetas em órbitas próximas e de curto período, com menos de aproximadamente 100 dias. Crédito: Steven Giacalone, utilizando dados da NASA
 

"Há uma grande questão sobre como é que os planetas retêm as suas atmosferas ao longo do tempo", disse Dressing. "Quando estamos a olhar para planetas mais pequenos, será que estamos a olhar para a atmosfera com que foram formados, originalmente, a partir do disco de acreção? Será que estamos a olhar para uma atmosfera que foi "roubada" do planeta ao longo do tempo? Se conseguirmos olhar para planetas que recebem diferentes quantidades de luz estelar, especialmente diferentes comprimentos de onda, que é o que as estrelas do tipo A nos permitem fazer - isso permite-nos alterar a razão entre a proporção dos raios-X e a radiação ultravioleta - e então podemos tentar ver exatamente como um planeta mantém a sua atmosfera ao longo do tempo".

Giacalone e Dressing relataram a sua descoberta num artigo aceite pela revista The Astrophysical Journal Letters e publicado online no dia 12 de agosto.

De acordo com Dressing, está bem estabelecido que planetas altamente irradiados, do tamanho de Neptuno, em órbita de estrelas menos massivas e semelhantes ao Sol, são mais raros do que o esperado. Mas não se sabe se isto se aplica aos planetas que orbitam estrelas do tipo A, porque esses planetas são difíceis de detetar.

E uma estrela do tipo A é diferente das mais pequenas anãs F, G, K e M. Os planetas próximos que orbitam estrelas do tipo solar recebem grandes quantidades de raios-X e radiação ultravioleta, mas os planetas próximos que orbitam estrelas do tipo A recebem muito mais radiação ultravioleta do que raios-X ou radiação ultravioleta extrema.

"A determinação se o deserto dos Neptunos quentes também se estende às estrelas do tipo A proporciona uma visão da importância da radiação ultravioleta próxima na regulação da perda atmosférica", disse. "Este resultado é importante para compreender a física da perda de massa atmosférica e para investigar a formação e evolução de planetas pequenos".

O planeta HD 56414 b foi detetado pela missão TESS da NASA ao transitar pela sua estrela, HD 56414. Dressing, Giacalone e colegas confirmaram que HD 56414 era uma estrela do tipo A ao obter espectros com o telescópio de 1,5 metros operado pelo Consórcio SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System) em Cerro Tololo, no Chile.

O planeta tem 3,7 vezes o raio da Terra e orbita a estrela a cada 29 dias a uma distância equivalente a um-quarto da distância entre a Terra e o Sol. O sistema tem cerca de 420 milhões de anos, muito mais jovem do que o nosso Sol com 4,5 mil milhões de anos.

Os cientistas modelaram o efeito que a radiação estelar teria no planeta e concluíram que, embora a estrela possa estar a destruir lentamente a sua atmosfera, provavelmente sobreviverá durante mil milhões de anos - para além do ponto em que se espera que a estrela fique sem combustível e colapse, produzindo uma supernova.

Giacalone disse que os planetas do tamanho de Júpiter são menos suscetíveis à fotoevaporação porque os seus núcleos são massivos o suficiente para agarrarem o seu hidrogénio gasoso.

"Há este equilíbrio entre a massa central do planeta e quão inchada é a sua atmosfera", explicou. "Para planetas do tamanho de Júpiter ou maiores, o planeta é massivo o suficiente para se agarrar gravitacionalmente à sua atmosfera inchada. À medida que descemos para os planetas do tamanho de Neptuno, a atmosfera ainda é inchada, mas o planeta não é tão massivo, pelo que podem perder mais facilmente as suas atmosferas".

Giacalone e Dressing continuam a procurar mais exoplanetas do tamanho de Neptuno em torno de estrelas do tipo A, na esperança de encontrar outros no deserto dos Neptunos quentes, ou perto dele, para compreender onde estes planetas se formam no disco de acreção durante a formação estelar, quer se movam para dentro ou para fora ao longo do tempo, e como as suas atmosferas evoluem.

// Universidade da Califórnia, Berkeley (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (The Astrophysical Journal Letters)

 


Saiba mais

Neptuno quente:
Wikipedia

Exoplanetas:
Wikipedia
Lista de planetas (Wikipedia)
Lista de exoplanetas potencialmente habitáveis (Wikipedia)
Lista de extremos (Wikipedia)
Open Exoplanet Catalogue
NASA
Enciclopédia dos Planetas Extrasolares

TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite):
NASA
NASA/Goddard
Programa de Investigadores do TESS (HEASARC da NASA)
MAST (Arquivo Mikulski para Telescópios Espaciais)
Exoplanetas descobertos pelo TESS (NASA Exoplanet Archive)
Wikipedia

 
   
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