APRESENTAÇÃO ÀS ESTRELAS
Olá, planeta Mercúrio! Data: 13 de abril de 2023 Hora: 20:30-22:30
Não é todos os dias que vemos alguns planetas, e Mercúrio é talvez o que se mostra menos tempo acima do horizonte. Que segredos quererá ele esconder de nós? Este é o tema da apresentação que antecede a observação com telescópio nesta atividade.
A observação astronómica com telescópio depende de condições meteorológicas favoráveis!
Adulto: 4€ Jovem: 2€ Menores de 12 anos: gratuito. Inscrição obrigatória
(info@ccvalg.pt)
Pré-inscrições válidas até às 17:00 do dia anterior à realização da atividade. Após a hora referida o lugar pode não ser garantido. Telefone: 289 890 920 E-mail: info@ccvalg.pt
NOITES ASTRONÓMICAS EM TAVIRA
Observação noturna Data: 26 de abril de 2023 Hora: 21:00 Local:Forte do Rato
Nesta noite realiza-se a sessão de observação de estrelas e Lua no Forte do Rato. Será também feito um reconhecimento das constelações. A sessão é gratuita.
Participe! Inscrição obrigatória.
A realização desta atividade está dependente das condições atmosféricas e está sujeita a um número mínimo e máximo de participantes Informações e inscrições:
281 326 231 | 924 452 528 E-mail: geral@cvtavira.pt
EFEMÉRIDES
DIA 31/03: 90.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1966, lançamento da sonda soviética Luna 10, que mais tarde se torna na primeira a orbitar a Lua.
Em 1970, o Explorer 1 reentra na atmosfera da Terra (após 12 anos em órbita). HOJE, NO COSMOS:
Algures depois da hora de jantar Arcturo, a brilhante Estrela da Primavera, subindo a este, fica tão alta quanto Sirius, a brilhante Estrela de Inverno, descendo a sudoeste (para observadores a latitudes médias norte). As suas alturas são iguais entre as 22:00 e as 23:00, dependendo da latitude e longitude do observador.
Estas são atualmente as duas estrelas mais brilhantes do céu noturno! Mas Capella quase que chega à luminosidade de Arcturo! Aviste-a alta a noroeste.
DIA 01/04: 91.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1960 os Estados Unidos lançavam o primeiro satélite meteorológico, TIROS-1, que produz também a primeira imagem televisiva a partir do espaço.
Em 1976, o efeito gravitacional Joviano-Plutoniano, um embuste do "Dia das Mentiras", é pela primeira vez anunciado pelo astrónomo Patrick Moore.
Em 1997, o Cometa Hale-Bopp passa o periélio. HOJE, NO COSMOS:
A Lua brilha em Leão, formando um triângulo isósceles, mais uma vez, com Régulo em baixo (ao início da noite) e Gamma Leonis (Algieba) para a esquerda do nosso satélite natural. A Lua está separada de cada uma por cerca de 6º.
DIA 02/04: 92.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1618 nascia Francesco Maria Grimaldi, matemático e físico italiano, bem como padre jesuíta.
Investigou a queda livre de objetos e calculou a constante gravitacional ao registar oscilações num pêndulo. Construiu e usou instrumentos para medir montanhas na Lua bem como a altura de nuvens. Foi o primeiro a fazer observações precisas da difração da luz.
Em 1964, lançamento da soviética Zond 1. HOJE, NO COSMOS:
A Lua forma ainda outro triângulo, quase isósceles, com Régulo e Algieba, mas agora está para baixo das estrelas, em vez de para cima como ontem.
O grande e brilhante Hexágono de Inverno ainda pode ser observado depois do anoitecer, preenchendo o céu a sudoeste e oeste. Comece com a brilhante Sirius a sudoeste, o canto inferior esquerdo do Hexágono. Bem para cima de Sirius encontra-se Procyon. Daí, salte até Pollux e Castor, ainda mais altas, e para a direita de Castor até Menkalinen e Capella, para Aldebarã, Rigel em Orionte, e depois novamente para Sirius.
DIA 03/04: 93.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1966, o Luna 10, o primeiro orbitador lunar da União Soviética, foi colocado numa órbita selenocêntrica e torna-se no primeiro satélite artifical da Lua. Lançado no dia 31 de março de 1966, concluiu a sua missão e enviou dados valiosos sobre emissões de raios-gama da superfície lunar.
Em 1984, o líder de esquadrão Rakesh Sharma é lançado a bordo de um Soyuz T-11, e torna-se o primeiro indiano no espaço. HOJE, NO COSMOS:
Agora que a primavera já chegou, Orionte adopta a sua postura de início de primavera a sudoeste durante a noite. Inclina-se para oeste, e a sua Cintura de três estrelas torna-se horizontal.
Quando é que a Cintura de Orionte fica mesmo na horizontal? Isso depende de onde o observador vive. Consegue determinar a hora do evento?
A mais brilhante explosão de raios-gama ilumina a nossa Galáxia como nunca antes
Os telescópios espaciais da ESA observaram a explosão de raios-gama mais brilhante jamais vista. Os dados deste raro evento podem tornar-se instrumentais para a compreensão dos detalhes das colossais explosões que criam GRBs (sigla inglesa para "gamma-ray bursts").
Os raios-X da explosão iluminaram 20 nuvens de poeira na nossa Galáxia, permitindo que as suas distâncias e propriedades de poeira fossem determinadas com mais precisão do que nunca. Mas um mistério permanece. Os detritos da estrela explodida que produziu o GRB parecem ter desaparecido sem deixar vestígios.
O XMM-Newton observou 20 anéis de poeira, 19 dos quais são aqui vistos em cores arbitrárias. A imagem junta observações feitas dois e cinco dias após a erupção de GRB 221009A. As listras escuras indicam lacunas entre os detetores. Uma análise detalhada mostra que o anel mais largo visível aqui, comparável ao tamanho aparente de uma Lua Cheia, veio de nuvens de poeira localizadas a cerca de 1300 anos-luz de distância. O anel mais interno surge da poeira a uma distância de 61.000 anos-luz - do outro lado da nossa Galáxia. GRB 221009A é apenas a sétima explosão de raios-gama a exibir anéis de raios-X, e triplica o número anteriormente visto em torno de uma.
Crédito: ESA/XMM-Newton/M. Rigoselli (INAF)
GRB 221009A foi reportado pela primeira vez quando o Observatório Neil Gehrels Swift da NASA detetou os raios-X a 9 de outubro de 2022. A fonte parecia estar localizada na nossa Via Láctea, não muito longe do Centro Galáctico. No entanto, dados adicionais dos telescópios espaciais Swift e Fermi da NASA sugeriram, pouco tempo depois, que estava muito mais longe. Observações do VLT (Very Large Telescope) do ESO colocaram então a explosão numa galáxia muito mais distante que por acaso está por detrás da nossa.
Estando muito mais longe, a cerca de dois mil milhões de anos-luz em vez de várias dezenas de milhares, significava que o GRB tinha de ser excecionalmente brilhante.
"A diferença entre a uma típica explosão de raios-gama e esta é aproximadamente a mesma que a diferença entre uma lâmpada na nossa sala de estar e os holofotes de um estádio", diz Andrew Levan, da Universidade de Radbound, nos Países Baixos, que utilizou o Telescópio Espacial James Webb da NASA/ESA/CSA e o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA para observar a explosão.
Estatisticamente, um GRB tão brilhante quanto GRB 221009A só deverá acontecer uma vez a cada muitos milhares de anos, podendo mesmo ser a explosão de raios-gama mais brilhante desde o início da civilização humana. Os astrónomos apelidaram-no de BOAT (sigla inglesa para "brightest of all time").
"Este tem sido um evento muito revelador. Tivemos muita sorte em testemunhá-lo", diz Alicia Rouco Escorial, investigadora do ESA que estuda GRBs.
GRB 221009A apareceu na direção da constelação de Sagitário, dentro do plano central da nossa Galáxia, rico em poeira. A estrela brilhante perto do canto superior esquerdo é Vega.
Crédito: Centro de Voo Espacial Goddard da NASA
Os cálculos mostraram que, durante os poucos segundos que durou, a explosão depositou cerca de um gigawatt de potência na atmosfera superior da Terra. Isto é o equivalente à produção energética de uma central elétrica terrestre. "Foram emitidos tantos raios-gama e raios-X que excitou a ionosfera da Terra", diz Erik Kuulkers, cientista do projeto INTEGRAL da ESA, uma das naves espaciais que detetou o GRB.
Uma série de outras naves espaciais, XMM-Newton, Solar Orbiter, BepiColombo, Gaia e SOHO, também detetaram o GRB ou os seus efeitos na nossa Galáxia. O evento foi tão brilhante que ainda hoje a radiação residual, conhecido como brilho remanescente, é visível e continuará a sê-lo durante muito tempo. "Vamos ver o brilho remanescente deste evento durante anos", diz Volodymyr Savchenko, da Universidade de Genebra, Suíça, que está atualmente a analisar os dados do INTEGRAL.
Esta grande quantidade de dados de instrumentos totalmente diferentes está agora a ser reunida para compreender como a explosão original ocorreu e como a radiação interagiu com outras matérias na sua viagem pelo espaço.
Uma área que já produziu resultados científicos é o modo como os raios-X iluminaram as nuvens de poeira na nossa Galáxia. A radiação percorreu o espaço intergaláctico durante cerca de dois mil milhões de anos antes de entrar na Via Láctea. Depois encontrou a primeira nuvem de poeira há cerca de 60.000 anos e a última há cerca de 1000 anos.
O instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble revelou o brilho infravermelho (no círculo vermelho) de GRB 221009A e a sua galáxia hospedeira, vista quase de lado como uma "risca" de luz que se estende para cima e para a direita da explosão de raios-gama. Esta animação muda entre imagens obtidas nos dias 8 de novembro e 4 de dezembro de 2022, um e dois meses após a explosão. Dada a sua luminosidade, o brilho remanescente da explosão pode permanecer detetável durante vários anos. Cada imagem combina três exposições no infravermelho próximo obtidas a comprimentos de onda entre 1 e 1,5 micrómetros e tem 34 segundos de arco (ver imagem individual apenas).
Crédito: NASA, ESA, CSA, STScI, A. Levan (Universidade Radboud); processamento: Gladys Kober
De cada vez que os raios-X encontraram uma nuvem de poeira, espalharam alguma da radiação, criando anéis concêntricos que pareciam expandir-se para o exterior. O XMM-Newton da ESA observou estes anéis durante vários dias após o GRB. As nuvens mais próximas produziram os maiores anéis simplesmente porque parecem maiores por perspetiva.
Andrea Tiengo, da Scuola Universitaria Superiore IUSS Pavia, Itália, e uma equipa de astrónomos analisaram os dados para obter a distância mais precisa a cada uma destas nuvens de poeira. "A primeira nuvem que atingiu parece estar no limite da nossa Galáxia, longe de onde as nuvens de poeira galáctica são normalmente observadas", diz Andrea. A equipa inferiu então as propriedades dos grãos de poeira nas nuvens, porque os raios-X estão dispersos de acordo com o tamanho, forma e composição da poeira.
Ao longo dos anos, os astrónomos propuseram uma série de propriedades diferentes para os grãos de poeira e assim Andrea e colegas puderam testá-las contra os dados obtidos em raios-X. Descobriram que um modelo reproduziu os anéis extremamente bem. Neste modelo, os grãos de poeira eram compostos principalmente de grafite, uma forma cristalina de carbono. Também utilizaram os seus dados para reconstruir a emissão de raios-X do próprio GRB porque esse sinal particular não foi observado diretamente por nenhum instrumento.
Esta ilustração mostra os ingredientes de uma longa explosão de raios-gama, o tipo mais comum. O núcleo de uma estrela massiva (esquerda) entrou em colapso, formando um buraco negro que envia um jato de partículas em movimento através da estrela em colapso e para o espaço, quase à velocidade da luz. A radiação através do espectro surge do gás ionizado quente (plasma) na vizinhança do buraco negro recém-nascido, colisões entre conchas de gás em rápido movimento dentro do jato (ondas de choque internas), e da orla dianteira do jato à medida que este varre e interage com o seu ambiente (choque externo).
Crédito: Centro de Voo Espacial Goddard da NASA
Mas ainda permanece por resolver um mistério acerca do objeto que criou o GRB. Andrew Levan e colegas utilizaram os telescópios espaciais Webb e Hubble para procurar o rescaldo da explosão - e não encontraram nada. "Isto é estranho", diz, "e o seu significado não é totalmente óbvio".
É possível que a estrela fosse tão massiva que, após a explosão inicial, formou imediatamente um buraco negro e esse engoliu o material que tradicionalmente formaria a nuvem conhecida como remanescente de supernova.
Portanto, há muito trabalho de acompanhamento a ser feito, pois os astrónomos continuam a procurar o remanescente da estrela que explodiu. Uma coisa que irão procurar é vestígios de elementos pesados como o ouro, que se pensa serem produzidos em explosões gigantescas como esta.
Astrónomos observam nascimento de enxame de galáxias no Universo primordial
Esta imagem mostra o protoenxame em torno da galáxia Teia de Aranha (conhecida pelo nome formal de MRC 1138-262), observado quando o Universo tinha apenas 3 mil milhões de anos. A maior parte da massa do protoenxame não se encontra nas galáxias que vemos no centro da imagem, mas sim no gás que existe no meio intraenxame. Podemos ver o gás quente deste meio sob a forma de uma nuvem azul sobreposta à imagem.
O gás quente foi detetado pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), do qual o ESO é um parceiro. Quando atravessa o meio intraenxame, a radiação cósmica de fundo de micro-ondas — uma radiação remanescente do Big Bang — ganha energia ao interagir com os eletrões do gás quente. Trata-se do chamado efeito Sunyaev-Zeldovich e, ao estudar este efeito, os astrónomos conseguiram determinar a enorme quantidade de gás quente que existe no meio intraenxame, mostrando assim que o protoenxame Teia de Aranha está no processo de se tornar num enxame massivo ligado pela sua própria gravidade.
Crédito: ESO/Di Mascolo et al.; HST: H. Ford
Com o auxílio do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter), do qual o ESO é um parceiro, uma equipa de astrónomos descobriu um vasto reservatório de gás quente no enxame de galáxias ainda em formação em torno da galáxia Teia de Aranha — trata-se da mais distante deteção de gás quente efetuada até à data. Os enxames de galáxias são uns dos maiores objetos conhecidos no Universo e este resultado, publicado na revista Nature, revela-nos quão primordiais são de facto estas estruturas.
Os enxames de galáxias, tal como o nome sugere, são constituídos por um enorme número de galáxias, que pode chegar a vários milhares. Estas estruturas contêm ainda um imenso meio "intraenxame" gasoso que permeia o espaço entre as galáxias do enxame. Este gás tem consideravelmente mais massa do que as galáxias propriamente ditas. Muita da física dos enxames de galáxias é bem conhecida; no entanto observações das fases mais primordiais da formação do meio intraenxame ainda são escassas.
Anteriormente, este meio só tinha sido estudado em enxames galácticos próximos e completamente formados. Contudo, detetar o meio intraenxame em protoenxames distantes, isto é, em enxames de galáxias ainda a formar-se, permite aos astrónomos observar estas estruturas nas suas fases de formação iniciais. Uma equipa liderada por Luca Di Mascolo, autor principal deste estudo e investigador na Universidade de Trieste, Itália, pretendeu detetar o meio intraenxame num protoenxame do Universo primordial.
Os enxames de galáxias são tão massivos que atraem gás que cai na direção do enxame e que, consequentemente, aquece. "Há mais de uma década que simulações cosmológicas preveem a presença de gás quente em protoenxames, no entanto, a confirmação observacional destas previsões tem faltado," explica Elena Rasia, investigadora no Instituto Nacional de Astrofísica italiano (INAF), em Trieste, e coautora do estudo. "Pretendendo obter tal confirmação observacional importante, selecionámos cuidadosamente um dos mais promissores candidatos a protoenxame." Trata-se do protoenxame Teia de Aranha, localizado numa época em que o Universo tinha apenas 3 mil milhões de anos. Apesar de ser o protoenxame mais estudado, a presença do meio infraenxame tem-se mantido elusiva. A descoberta de um grande reservatório de gás quente no enxame Teia de Aranha indicaria que o sistema estaria a caminho de se tornar um enxame galáctico propriamente dito e duradouro ao invés de se dispersar.
Esta imagem mostra o protoenxame em torno da galáxia Teia de Aranha (conhecida pelo nome formal de MRC 1138-262). A luz que vemos na imagem mostra as galáxias numa altura em que o Universo tinha apenas 3 mil milhões de anos. A maior parte da massa do protoenxame não se encontra nas galáxias, mas sim no gás que existe no meio intraenxame. Devido à enorme massa do gás, este protoenxame está no processo de se tornar num enxame massivo ligado pela sua própria gravidade. Crédito: ESO/H. Ford
A equipa de Di Mascolo detetou o meio intraenxame do protoenxame Teia de Aranha usando um efeito térmico chamado Sunyaev-Zeldovich (SZ). Este efeito ocorre quando a radiação cósmica de fundo de micro-ondas — uma radiação remanescente do Big Bang — passa pelo meio intraenxame e interage com os eletrões do gás quente que se deslocam a altas velocidades, o que faz com que a sua energia aumente um pouco e a sua cor, ou comprimento de onda, varie ligeiramente. "Nos comprimentos de onda adequados, o efeito SZ aparece-nos como um efeito de sombra do enxame de galáxias na radiação cósmica de fundo," explica Di Mascolo.
Ao medir estas sombras na radiação cósmica de fundo, os astrónomos conseguem assim inferir a existência de gás quente, estimar a sua massa e mapear a sua forma. "Graças à sua resolução e sensibilidade sem paralelo, o ALMA é a única infraestrutura atual capaz de levar a cabo tais medições nos progenitores distantes de enxames massivos," diz Di Mascolo.
Os investigadores determinaram que o protoenxame Teia de Aranha contém um vasto reservatório de gás quente com uma temperatura de algumas dezenas de milhões de graus Celsius. Tinha sido já detetado anteriormente neste protoenxame gás frio, no entanto a massa de gás quente encontrada neste novo estudo é muito superior, na ordem de milhares de vezes maior. Este resultado mostra que o protoenxame Teia de Aranha deverá efetivamente transformar-se num enxame massivo de galáxias dentro de uns 10 mil milhões de anos, aumentando ainda a sua massa por, pelo menos, um factor de dez.
Tony Mroczkowski, coautor do artigo publicado e investigador do ESO, explica que "este sistema mostra grandes contrastes. A componente térmica quente destruirá grande parte da componente fria, à medida que o sistema se vai desenvolvendo, estando nós agora a assistir a esta delicada transição." Mroczkowski conclui que "temos finalmente uma confirmação observacional das já antigas previsões teóricas sobre a formação dos maiores objetos ligados gravitacionalmente que existem no Universo."
Estes resultados ajudam-nos a lançar as bases para sinergias entre o ALMA e o futuro ELT (Extremely Large Telescope) do ESO, o qual "irá revolucionar o estudo de estruturas tais como o enxame Teia de Aranha," diz Mario Nonino, coautor do estudo e investigador no Observatório Astronómico de Trieste. O ELT e os seus instrumentos de vanguarda, tais como o HARMONI e o MICADO, serão capazes de observar protoenxames e mostrar-nos as galáxias que aí residem com muito detalhe. Juntamente com as capacidades do ALMA em traçar o meio intraenxame em formação, disporemos assim de informação crucial sobre a formação das maiores estruturas do Universo primordial.
Impressão de artista do exoplaneta rochoso TRAPPIST-1 b, o mais interior dos sete que orbitam a estrela anã vermelha TRAPPIST-1, a cerca de 0,011 UA, completando uma órbita em apenas 1,51 dias terrestres. TRAPPIST-1 b é apenas ligeiramente maior do que a Terra, mas tem mais ou menos a mesma densidade. As medições pelo MIRI do JWST sugerem que não tem uma atmosfera substancial.
Crédito: NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI), T. P. Greene (Ames da NASA), T. Bell (BAERI), E. Ducrot (CEA), P. Lagage (CEA)
Uma equipa internacional de investigadores utilizou o Telescópio Espacial James Webb da NASA/ESA/CSA para medir a temperatura do exoplaneta rochoso TRAPPIST-1 b. A medição baseia-se na emissão térmica do planeta: energia emitida sob a forma de luz infravermelha detetada pelo MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb. O resultado indica que o lado diurno do planeta tem uma temperatura de aproximadamente 500 K (cerca de 230º C) e sugere que não tem uma atmosfera significativa.
Esta é a primeira deteção de qualquer forma de luz emitida por um exoplaneta tão pequeno e frio como os planetas rochosos do nosso próprio Sistema Solar. O resultado marca um passo importante para determinar se os planetas que orbitam estrelas pequenas e ativas como TRAPPIST-1 podem sustentar atmosferas necessárias para suportar vida. É também um bom augúrio para a capacidade do Webb em caracterizar exoplanetas temperados, de tamanho terrestre, usando o MIRI do JWST, metade do qual foi contribuído pela Europa.
"Estas observações tiram realmente partido da capacidade do Webb em observar no infravermelho médio", disse Thomas Greene, astrofísico do Centro de Pesquisa Ames da NASA e autor principal do estudo publicado na revista Nature. "Nenhum dos telescópios anteriores teve sensibilidade para medir uma luz infravermelha tão fraca".
No início de 2017, os astrónomos relataram a descoberta de sete planetas rochosos em órbita de uma estrela anã vermelha ultrafria (ou anã M) a 40 anos-luz da Terra. O que é notável acerca dos planetas é a sua semelhança em tamanho e massa com os planetas rochosos interiores do nosso próprio Sistema Solar. Embora todos eles orbitem muito mais perto da sua estrela do que os nossos orbitam o Sol - todos cabiam confortavelmente dentro da órbita de Mercúrio -, recebem quantidades comparáveis de energia da sua pequena estrela.
TRAPPIST-1 b, o planeta mais interior, tem uma distância orbital de cerca de um centésimo da da Terra e recebe cerca de quatro vezes a quantidade de energia que a Terra recebe do Sol. Embora não esteja dentro da zona habitável do sistema, as observações do planeta podem fornecer informações importantes sobre os seus planetas irmãos, bem como sobre outros sistemas em torno de anãs M.
"Há dez vezes mais estrelas como esta na Via Láctea do que estrelas como o Sol, e é duas vezes mais provável que tenham planetas rochosos do que estrelas como o Sol", explicou Greene. "Mas também são muito ativas - são muito brilhantes quando são jovens e emitem surtos e raios-X que podem destruir uma atmosfera".
Elsa Ducrot, coautora do artigo e pertencente ao CEA (Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives) na França, que fazia parte da equipa que realizou os estudos iniciais do sistema TRAPPIST-1, acrescentou: "É mais fácil caracterizar os planetas terrestres em torno de estrelas mais pequenas e frias. Se quisermos compreender a habitabilidade em torno das estrelas M, o sistema TRAPPIST-1 é um excelente laboratório. Estes são os melhores alvos que temos para olhar para as atmosferas dos planetas rochosos".
Detetando uma atmosfera (ou não)
Curva de luz que mostra a mudança no brilho do sistema TRAPPIST-1, à medida que o planeta mais interior, TRAPPIST-1 b se desloca por detrás da estrela. Este fenómeno é conhecido como eclipse secundário.
Os quadrados azuis são medições individuais de brilho. Os círculos vermelhos mostram as médias das medições, simplificando as mudanças ao longo do tempo. A diminuição no brilho, durante o eclipse secundário, foi inferior a 0,1%. O MIRI foi capaz de detetar mudanças tão pequenas quanto 0,027%.
Crédito: NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI), T. P. Greene (Ames da NASA), T. Bell (BAERI), E. Ducrot (CEA), P. Lagage (CEA)
Observações anteriores de TRAPPIST-1 b com o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA, bem como com o Telescópio Espacial Spitzer da NASA, não encontraram evidências de uma atmosfera inchada, mas não foram capazes de descartar uma atmosfera densa.
Uma forma de reduzir a incerteza é medir a temperatura do planeta. "Este planeta sofre bloqueio de maré, com o mesmo lado sempre virado para a estrela e o outro em escuridão permanente", disse Pierre-Olivier Lagage, também do CEA, coautor do artigo científico. "Se tiver uma atmosfera para circular e redistribuir o calor, o lado diurno será mais fresco do que se não houver atmosfera".
A equipa utilizou uma técnica chamada fotometria de eclipse secundário, na qual o MIRI mediu a mudança no brilho do sistema à medida que o planeta se movia por detrás da estrela. Embora TRAPPIST-1 b não seja suficientemente quente para emitir a sua própria luz visível, brilha no infravermelho. Ao subtrair o brilho da estrela por si só (durante o eclipse secundário) do brilho combinado da estrela e do planeta, foram capazes de calcular com sucesso quanta luz infravermelha está a ser emitida pelo planeta.
Medindo alterações minúsculas no brilho
Comparação da temperatura no lado diurno de TRAPPIST-1 b, medida pelo MIRI do JWST, com modelos de computador mostrando quais seriam as temperaturas sob várias condições. Os modelos têm em conta várias propriedades conhecidas do sistema, como o tamanho e densidade do planeta, a temperatura da estrela e a distância orbital do planeta. Para efeitos de comparação, também são mostradas as temperaturas de Mercúrio e da Terra.
A temperatura medida de 500 K (aproximadamente 230º C) é consistente com a assumida para um planeta que sofre bloqueio de maré e tem uma superfície escura, sem atmosfera nem redistribuição de calor entre ambos os hemisférios diurno e noturno.
Se o calor da estrela fosse distribuído em torno do planeta (por exemplo, por uma atmosfera sem dióxido de carbono), a temperatura seria de 400 K (125º C).
Embora TRAPPIST-1 b seja quente, em comparação com a Terra, é mais frio do que o lado diurno de Mercúrio, que é praticamente rocha nua sem uma atmosfera significativa. Mercúrio recebe 1,6 vezes mais energia do Sol do que TRAPPIST-1 b recebe da sua estrela.
Crédito: NASA, ESA, CSA, J. Olmsted (STScI), T. P. Greene (Ames da NASA), T. Bell (BAERI), E. Ducrot (CEA), P. Lagage (CEA)
A deteção de um eclipse secundário pelo Webb é, por si própria, um marco importante. Sendo a estrela mais de 1000 vezes mais brilhante do que o planeta, a mudança de brilho é inferior a 0,1%.
"Houve também algum receio de que perdêssemos o eclipse. Os planetas puxam-se todos uns aos outros, pelo que as órbitas não são perfeitas", disse Taylor Bell, investigador pós-doutorado do BAERI (Bay Area Environmental Research Institute), que analisou os dados. "Mas foi simplesmente espantoso: a hora do eclipse que vimos nos dados correspondeu à hora prevista com um erro de apenas um par de minutos".
A análise dos dados de cinco observações separadas do eclipse secundário indica que TRAPPIST-1 b tem uma temperatura diurna de cerca de 500 K, cerca de 230º C. A equipa pensa que a interpretação mais provável é que o planeta não tem uma atmosfera.
"Comparámos os resultados com modelos de computador mostrando qual deveria ser a temperatura em diferentes cenários", explicou Ducrot. "Os resultados são quase perfeitamente consistentes com um corpo negro feito de rocha nua e sem atmosfera para fazer circular o calor. Também não vimos quaisquer sinais de luz sendo absorvida pelo dióxido de carbono, o que seria aparente nestas medições".
Esta investigação foi realizada como parte do programa 1177 do GTO (Guaranteed Time Observation), que é um dos oito programas GTO e GO (General Observer) aprovados e concebidos para ajudar a caracterizar totalmente o sistema TRAPPIST-1. Observações adicionais do eclipse secundário de TRAPPIST-1 b estão atualmente em curso, e agora que sabem quão bons os dados podem ser, a equipa espera eventualmente capturar uma curva de fase completa mostrando a mudança de luminosidade em toda a órbita. Isto permitir-lhes-á ver como a temperatura muda do lado diurno para o lado noturno e confirmar se o planeta tem ou não uma atmosfera.
"Eu sonhava com um alvo", disse Lagage, que trabalhou no desenvolvimento do MIRI durante mais de duas décadas. "Sonhava com este. Esta é a primeira vez que podemos detetar a emissão de um planeta rochoso e temperado. É um passo realmente importante na história da descoberta exoplanetária".
JWST confirma que as atmosferas de planetas gigantes podem variar consideravelmente (via Universidade de Cornell)
Os gigantes de gás que orbitam o nosso Sol mostram um padrão claro; quanto mais massivo o planeta, menor a percentagem de elementos "pesados" (qualquer coisa que não seja hidrogénio e hélio) na atmosfera do planeta. No entanto, uma equipa internacional de astrónomos descobriu que, na Galáxia, as composições atmosféricas dos planetas gigantes não se enquadram na tendência do Sistema Solar. Recorrendo ao JWST, descobriram que a atmosfera do exoplaneta HD149026b, um "Júpiter quente" orbitando uma estrela comparável ao nosso Sol, é superabundante nos elementos pesados carbono e oxigénio - muito acima do que os cientistas esperariam para um planeta da sua massa. Além disso, a relação diagnóstico de carbono e oxigénio do exoplaneta é elevada em comparação com o nosso Sistema Solar. Ler fonte
Hubble descobre que anéis de Saturno aquecem a sua atmosfera (via NASA)
O segredo tem estado escondido à vista de todos durante 40 anos. Mas foi preciso a perspicácia de um astrónomo veterano para o conseguir reunir no espaço de um ano, utilizando observações de Saturno pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA e da reformada sonda Cassini, para além da nave espacial Voyager 1 e 2 e da reformada missão IUE (International Ultraviolet Explorer). A descoberta: o vasto sistema de anéis de Saturno está a aquecer a atmosfera superior do planeta gigante. O fenómeno nunca antes tinha sido visto no Sistema Solar. É uma interação inesperada entre Saturno e os seus anéis que poderia, potencialmente, fornecer uma ferramenta para prever se os planetas em torno de outras estrelas também têm gloriosos sistemas de anéis semelhantes aos de Saturno. Ler fonte
Descoberta uma anã branca que queima hélio (via Universidade de Bona)
Uma estrela anã branca pode explodir como uma supernova quando a sua massa excede o limite de cerca de 1,4 massas solares. Uma equipa liderada pelo Instituto Max Planck para Física Extraterrestre em Garching e envolvendo a Universidade de Bona encontrou agora um sistema estrelar binário no qual a matéria flui para a anã branca a partir da sua companheira. O sistema foi encontrado devido aos raios-X brilhantes que têm origem na fusão nuclear do gás transbordado perto da superfície da anã branca. O invulgar nesta fonte é que é o hélio e não o hidrogénio que transborda e é queimado. A luminosidade medida sugere que a massa da anã branca está a crescer mais lentamente do que anteriormente se pensava ser possível, o que pode ajudar a compreender o número de supernovas provocadas pela explosão de anãs brancas. Os resultados foram publicados na revista Nature. Ler fonte
Álbum de fotografias Sh2-308: A Nebulosa da Cabeça de Golfinho
Que estrela criou esta bolha? Não foi a estrela brilhante para a direita da bolha. E também não foi um golfinho gigante do espaço. Foi a estrela no centro da nebulosa azulada, uma estrela Wolf-Rayet famosamente energética. As estrelas Wolf-Rayet em geral têm mais de 20 vezes a massa do nosso Sol e expulsam ventos de partículas velozes que podem criar nebulosas de aspeto icónico. Neste caso, a bolha estelar resultante estende-se por mais de 60 anos-luz, tem cerca de 70.000 anos e por acaso parece-se com a cabeça de um golfinho. Denominada Sh2-308 e apelidada da Nebulosa da Cabeça de Golfinho, a bola de gás encontra-se a cerca de 5000 anos-luz de distância e cobre tanto céu como a Lua Cheia - embora seja muito mais fraca. As nuvens avermelhadas à esquerda na imagem em destaque podem dever o seu brilho e forma à luz energética emitida a partir da mesma estrela Wolf-Rayet.
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