DIA 16/04: 107.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1495 nascia Petrus Apianus, humanista alemão, conhecido pelos seus trabalhos na matemática, astronomia e cartografia.
Em 1972, os Estados Unidos lançavam a Apollo 16 para a Lua, a décima missão tripulada do programa Apollo, a quinta e a penúltima a aterrar no nosso satélite natural. HOJE, NO COSMOS:
Vega, a brilhante "Estrela de Verão", nasce a nordeste pouco antes das 22:00. Exatamente onde no horizonte? Aviste a Ursa Maior a nordeste. Procure Mizar, a estrela na curva da sua "pega". Se conseguir observar a pequena companheira, Alcor (facilmente visível através de uns binóculos), siga a linha de Mizar que passa por Alcor até ao horizonte. É aí que Vega vai nascer.
DIA 17/04: 108.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1598 nascia Giovanni Battista Riccioli, astrónomo italiano e padre jesuíta que estudou extensivamente a Lua e foi a primeira pessoa a medir a aceleração de um corpo em queda livre. Também introduziu a nomenclatura lunar atual.
Em 1967, lançamento da Surveyor 3, a segunda missão do programa Surveyor a aterrar suavemente na Lua.
Em 1970, após dias de aflição, a Apollo 13 regressava sã e salva à Terra.
Em 2014, o telescópio Kepler confirma a descoberta do primeiro planeta do tamanho da Terra na zona habitável de outra estrela. HOJE, NO COSMOS:
Logo após o anoitecer a Lua Crescente brilha alta a sul, com a "foice" de Leão quase na vertical para a sua esquerda.
A sua estrela mais abaixo é Régulo, a mais brilhante da constelação de Leão. A figura de Leão encontra-se a andar horizontalmente para oeste. A "foice" forma a sua pata da frente, peito, juba e parte da sua cabeça. Para a esquerda, um triângulo retângulo forma a sua pata traseira e longa cauda.
DIA 18/04: 109.º DIA DO CALENDÁRIO GREGORIANO
NESTE DIA ACONTECEU...
Em 1955, falecia Albert Einstein.
Em 2000, uma equipa de cientistas do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica usa o Observatório de raios-X Chandra durante 7,5 horas para obter imagens do espectro de um buraco negro estelar na direção da constelação de Ursa Maior. HOJE, NO COSMOS:
A Lua está ainda mais dentro da constelação de Leão, formando um triângulo isósceles (dois lados iguais) com Régulo para a sua direita e com Algieba (Gamma Leonis) para cima.
A explosão de raios gama mais brilhante de sempre resultou do colapso de uma estrela massiva
Visualização artística do GRB 221009A mostrando os estreitos jatos relativistas (emergindo de um buraco negro central) que deram origem à explosão de raios gama e os remanescentes em expansão da estrela original ejetados pela explosão de supernova.
Crédito:
Aaron M. Geller/Northwestern/CIERA/Serviços informáticos de investigação e de dados
Em outubro de 2022, uma equipa internacional de investigadores observou a mais brilhante explosão de raios gama (GRB, sigla inglesa para "gamma-ray burst") alguma vez registada, GRB 221009A. Agora, uma equipa liderada pela Universidade Northwestern confirmou que o fenómeno responsável pela explosão histórica - apelidada de BOAT ("brightest of all time", a mais brilhante de todos os tempos) - é o colapso e subsequente explosão de uma estrela massiva. A equipa descobriu a explosão, ou supernova, utilizando o Telescópio Espacial James Webb da NASA.
Embora esta descoberta resolva um mistério, outro mistério aprofunda-se. Os investigadores especularam que a supernova recém-descoberta poderia conter indícios de elementos pesados, como a platina e o ouro. No entanto, a extensa pesquisa não encontrou a assinatura que acompanha esses elementos. A origem dos elementos pesados no Universo continua a ser uma das maiores questões em aberto da astronomia.
A investigação foi publicada no passado dia 12 de abril na revista Nature Astronomy.
"Quando confirmámos que o GRB foi gerado pelo colapso de uma estrela massiva, isso deu-nos a oportunidade de testar uma hipótese sobre a formação de alguns dos elementos mais pesados do Universo", disse Peter Blanchard, da Northwestern, que liderou o estudo. "Não encontrámos assinaturas destes elementos pesados, o que sugere que GRBs extremamente energéticos como BOAT não produzem estes elementos. Isto não significa que todos os GRBs não os produzam, mas é uma informação fundamental para continuarmos a perceber de onde vêm estes elementos pesados. Futuras observações com o JWST irão determinar se os primos 'normais' da BOAT produzem estes elementos".
"Este acontecimento é particularmente excitante porque alguns tinham colocado a hipótese de que uma explosão luminosa de raios gama como a BOAT poderia produzir muitos elementos pesados como o ouro e a platina," disse a segunda autora Ashley Villar da Universidade de Harvard e do Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian. "Se estivessem corretos, a BOAT deveria ter sido uma mina de ouro. É realmente surpreendente que não tenhamos visto qualquer evidência destes elementos pesados".
Nascimento da BOAT
Quando a sua luz se abateu sobre a Terra, a 9 de outubro de 2022, a BOAT era tão brilhante que saturou a maioria dos detetores de raios gama do mundo. A poderosa explosão ocorreu a cerca de 2 mil milhões de anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Sagitta (Flecha ou Seta), e durou algumas centenas de segundos. Enquanto os astrónomos se esforçavam por observar a origem deste fenómeno incrivelmente brilhante, foram imediatamente atingidos por uma sensação de espanto.
"Desde que temos sido capazes de detetar GRBs, não há dúvida de que este é o mais brilhante que já testemunhámos por um fator de 10 ou mais", disse na altura Wen-fai Fong, professora associada de física e astronomia da Northwestern e membro do CIERA.
"O evento produziu alguns dos fotões mais energéticos alguma vez registados por satélites concebidos para detetar raios gama", disse Blanchard. "Este foi um evento que a Terra vê apenas uma vez a cada 10.000 anos. Temos a sorte de viver numa época em que dispomos da tecnologia para detetar estas explosões que ocorrem em todo o Universo. É muito emocionante observar um fenómeno astronómico tão raro como a BOAT e de trabalhar para compreender a física por detrás deste acontecimento excecional".
Uma supernova "normal"
Em vez de observar o evento imediatamente, Blanchard, Villar e a sua equipa queriam ver o GRB durante as suas fases posteriores. Cerca de seis meses depois de o GRB ter sido inicialmente detetado, Blanchard e Villar usaram o JWST para examinar o rescaldo.
"O GRB era tão brilhante que obscureceu qualquer potencial assinatura da supernova nas primeiras semanas e meses após a explosão", disse Blanchard. Nessas alturas, o chamado brilho remanescente do GRB era como os faróis de um carro a vir na nossa direção, impedindo-nos de ver o próprio carro. Por isso, tivemos de esperar que desvanecesse significativamente para termos uma hipótese de ver a supernova".
"Tivemos sorte que o JWST tinha recentemente sido lançado e conseguiu efetuar estas observações", disse Villar. "A Via Láctea estava em frente da BOAT e a sua poeira bloqueou toda a luz azul que normalmente veríamos. O JWST consegue atravessar esta poeira e dar-nos uma visão realmente incrível no infravermelho."
A equipa utilizou o NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) do JWST para descobrir a assinatura característica de elementos como o cálcio e o oxigénio, tipicamente encontrados numa supernova. Surpreendentemente, não era excecionalmente brilhante - como o GRB incrivelmente brilhante que a acompanhava.
"Não é mais brilhante do que as supernovas anteriores", disse Blanchard. "Parece bastante normal no contexto de outras supernovas associadas a GRBs menos energéticos. Poder-se-ia esperar que a mesma estrela em colapso que produz um GRB muito energético e brilhante produzisse também uma supernova muito energética e brilhante. Mas parece que não é esse o caso. Temos este GRB extremamente luminoso, mas uma supernova normal".
Em falta: elementos pesados
Depois de confirmarem - pela primeira vez - a presença da supernova, Blanchard e os seus colaboradores procuraram evidências da presença de elementos pesados no seu interior. Atualmente, os astrofísicos têm uma imagem incompleta de todos os mecanismos no Universo que podem produzir elementos mais pesados do que o ferro.
O principal mecanismo de produção de elementos pesados, o processo de captura rápida de neutrões, requer uma elevada concentração de neutrões. Até agora, os astrofísicos só confirmaram a produção de elementos pesados através deste processo na fusão de duas estrelas de neutrões, uma colisão detetada pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) em 2017. Mas os cientistas dizem que deve haver outras formas de produzir estes materiais esquivos. Há simplesmente demasiados elementos pesados no Universo e muito poucas fusões de estrelas de neutrões.
"É provável que exista outra fonte", disse Blanchard. "É necessário muito tempo para que as estrelas de neutrões binárias se fundam. Duas estrelas num sistema binário têm primeiro de explodir para deixar para trás estrelas de neutrões. Depois, pode levar milhares de milhões de anos para que as duas estrelas de neutrões se aproximem lentamente e finalmente se fundam. Mas observações de estrelas muito antigas indicam que partes do Universo foram enriquecidas com metais pesados antes de a maioria das estrelas de neutrões binárias terem tido tempo de se fundir. Isto aponta-nos para um canal alternativo".
Os astrofísicos levantaram a hipótese dos elementos pesados poderem também ser produzidos pelo colapso de uma estrela massiva de rotação rápida - o tipo exato de estrela que gerou a BOAT Usando o espetro infravermelho obtido pelo JWST, Blanchard estudou as camadas interiores da supernova, onde os elementos pesados se deveriam formar.
"O material explodido da estrela é opaco nos primeiros tempos, por isso só se podem ver as camadas exteriores", disse Blanchard. "Mas quando se expande e arrefece, torna-se transparente. Então podemos ver os fotões que vêm da camada interior da supernova."
"Além disso, diferentes elementos absorvem e emitem fotões em diferentes comprimentos de onda, dependendo da sua estrutura atómica, dando a cada elemento uma assinatura espetral única", explicou Blanchard. "Por isso, a observação do espetro de um objeto pode dizer-nos que elementos estão presentes. Ao examinarmos o espetro da BOAT, não observámos qualquer assinatura de elementos pesados, o que sugere que eventos extremos como GRB 221009A não são fontes primárias. Esta informação é crucial para continuarmos a tentar determinar onde se formam os elementos mais pesados".
Porquê tão brilhante?
Para separar a luz da supernova da luz brilhante que a precedeu, os investigadores emparelharam os dados do JWST com observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) no Chile.
"Mesmo vários meses após a descoberta da explosão, o brilho remanescente era suficientemente elevado para contribuir com muita luz nos espectros do JWST", disse Tanmoy Laskar, professor assistente de física e astronomia na Universidade de Utah e coautor do estudo. "A combinação dos dados dos dois telescópios ajudou-nos a medir exatamente o brilho remanescente na altura das observações do JWST e permitiu-nos extrair cuidadosamente o espetro da supernova".
Embora os astrofísicos ainda não tenham descoberto como é que uma supernova "normal" e um GRB recorde foram produzidos pela mesma estrela em colapso, Laskar disse que pode estar relacionado com a forma e a estrutura dos jatos relativistas. Quando estrelas massivas e de rotação rápida colapsam em buracos negros, produzem jatos de material que são lançados a velocidades próximas da velocidade da luz. Se estes jatos forem estreitos, produzem um feixe de luz mais focado - e mais brilhante.
"É como focar o feixe de uma lanterna numa coluna estreita, em vez de um feixe largo que ilumina uma parede inteira", disse Laskar. "De facto, este foi um dos jatos mais estreitos observados até agora numa explosão de raios gama, o que nos dá uma pista sobre a razão pela qual o brilho remanescente foi tão intenso. Poderá haver também outros factores responsáveis, uma questão que os investigadores irão estudar nos próximos anos".
Outras pistas podem também vir de futuros estudos da galáxia em que ocorreu a BOAT "Para além de um espetro da própria BOAT, obtivemos também um espetro da sua galáxia 'hospedeira'", disse Blanchard. "O espetro mostra sinais de formação estelar, sugerindo que o ambiente de nascimento da estrela original pode ser diferente dos eventos anteriores."
Yijia Li, membro da equipa e estudante na Universidade do Estado da Pensilvânia, modelou o espetro da galáxia, descobrindo que a galáxia hospedeira da BOAT tem a mais baixa metalicidade, uma medida da abundância de elementos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio, de todas as galáxias hospedeiras de GRB anteriores.
"Este é outro aspeto único da BOAT que pode ajudar a explicar as suas propriedades", disse Li. "A energia libertada na BOAT foi completamente fora de série, um dos eventos mais energéticos que os humanos alguma vez viram. O facto de também parecer ter nascido de gás quase primordial pode ser uma pista importante para compreender as suas propriedades superlativas."
Uma nebulosa bonita mas com uma história violenta: choque de estrelas desvenda mistério estelar
Esta imagem, obtida com o VST (VLT Survey Telescope) no Observatório do Paranal do ESO, mostra a nebulosa NGC 6164/6165, também conhecida por Ovo de Dragão. A nebulosa é uma nuvem de gás e poeira que rodeia um binário de estrelas chamado HD 148937.
Num novo estudo, que utilizou dados do ESO, os astrónomos mostraram que as duas estrelas são invulgarmente diferentes uma da outra — uma parece muito mais jovem e, ao contrário da outra, é magnética. Além disso, a nebulosa é significativamente mais jovem do que qualquer uma das estrelas situadas no seu seio e é constituída por gases que normalmente se encontram no interior das estrelas e não no seu exterior. Estes factos todos juntos ajudaram a resolver o mistério do sistema HD 148937 — o mais provável é que tenham existido três estrelas no sistema, até que duas delas chocaram entre si e se fundiram, criando uma nova estrela, maior e magnética. Este acontecimento violento também criou a nebulosa que vemos agora a rodear as estrelas.
Crédito: ESO/equipa VPHAS+; reconhecimento - CASU
Quando observaram um par de estrelas no coração de uma nuvem de gás e poeira, os astrónomos ficaram surpreendidos. Normalmente, os pares de estrelas apresentam-se tipicamente muito semelhantes, um pouco como gémeos, no entanto, no caso de HD 148937, uma das estrelas parece ser mais jovem que a sua companheira e, também ao contrário da companheira, apresenta-se magnética. Novos dados obtidos no ESO (European Southern Observatory) sugerem que teriam existido originalmente três estrelas neste sistema, tendo duas delas chocado entre si e fundido-se. Este evento violento deu origem a uma nuvem circundante e alterou para sempre o destino do sistema.
"Ao fazer um estudo aprofundado da literatura relativa a este sistema, fiquei impressionada com o quão especial o sistema parecia ser", disse Abigail Frost, astrónoma do ESO no Chile e autora principal do estudo publicado na revista Science. O sistema HD 148937, situado a aproximadamente 3800 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação da Régua, é constituído por duas estrelas muito mais massivas do que o Sol e encontra-se rodeado por uma nebulosa, uma nuvem de gás e poeira. "Encontrar uma nebulosa em torno de duas estrelas massivas é algo bastante raro e levou-nos a pensar que alguma coisa de diferente devia ter acontecido neste sistema. Quando analisámos os dados, vimos que, de facto, assim era".
"Depois de uma análise detalhada, pudemos determinar que a estrela mais massiva é muito mais jovem do que a sua companheira, o que não é lógico uma vez que estas estrelas dever-se-iam ter formado ao mesmo tempo!" explica Frost. A diferença de idades — uma estrela parece ser pelo menos 1,5 milhões de anos mais nova do que a outra — sugere que algo deve ter rejuvenescido a estrela mais massiva.
Outra peça deste puzzle é a nebulosa que rodeia as estrelas, conhecida por NGC 6164/6165. Esta nebulosa tem uma idade de 7500 anos, o que significa que é centenas de vezes mais nova do que ambas as estrelas, e apresenta também quantidades muito elevadas de azoto, carbono e oxigénio. Este facto é bastante surpreendente, uma vez que estes são elementos que esperamos ver normalmente no interior de uma estrela, e não no exterior, o que nos sugere que tenham sido libertados no seguimento de algum acontecimento violento.
Esta coleção de painéis mostra três imagens artísticas que retratam o evento que mudou o destino do sistema estelar HD 148937; uma imagem astronómica real é mostrada no último painel. Originalmente, o sistema tinha, pelo menos, três estrelas (painel superior esquerdo), duas delas próximas uma da outra e outra muito mais afastada, até que as duas estrelas interiores chocaram entre si e se fundiram (painel superior direito). Este acontecimento violento criou uma nova estrela, maior e magnética, agora emparelhada com a estrela mais distante (painel inferior esquerdo). A fusão libertou também os materiais que criaram a nebulosa que agora rodeia as estrelas (painel inferior direito).
Crédito: ESO/L. Calçada, equipa VPHAS+; reconhecimento - CASU
Para desvendar este mistério, a equipa juntou nove anos de dados dos instrumentos PIONIER e GRAVITY, ambos montados no VLTI (Very Large Telescope Interferometer) do ESO, situado no deserto do Atacama, no Chile. Foram também utilizados dados de arquivo do instrumento FEROS, no Observatório de La Silla do ESO.
"Pensamos que este sistema era originalmente composto por, pelo menos, três estrelas; duas delas deviam estar muito próximas uma da outra em determinado ponto da órbita, enquanto a terceira estaria muito mais afastada", explica Hugues Sana, professor na KU Leuven, Bélgica, e investigador principal das observações. "As duas estrelas interiores fundiram-se de forma violenta, criando uma estrela magnética e ejetando material, o qual deu origem à nebulosa. A estrela mais distante formou uma nova órbita com a estrela magnética recém-fundida, criando o binário que observamos atualmente no centro da nebulosa.”
"Eu já tinha pensado neste cenário de fusão quando, em 2017, estudei observações de nebulosas obtidas com o Telescópio Espacial Herschel da ESA", acrescenta o coautor Laurent Mahy, atualmente investigador sénior no Observatório Real da Bélgica. "Ter agora encontrado uma discrepância de idades entre as estrelas sugere que este cenário é, de facto, o mais plausível. Isto foi possível demonstrar graças aos novos dados do ESO."
Este cenário explica também porque é que uma das estrelas do sistema é magnética e a outra não — outra característica peculiar de HD 148937 detetada nos dados do VLTI.
Ao mesmo tempo, este resultado ajuda-nos a resolver um mistério de longa data da astronomia: como é que as estrelas massivas obtêm os seus campos magnéticos. Embora os campos magnéticos sejam uma característica comum às estrelas de pequena massa, como o nosso Sol, as estrelas mais massivas não conseguem manter campos magnéticos da mesma forma. No entanto, algumas estrelas de grande massa são, de facto, magnéticas.
Os astrónomos já suspeitavam desde há algum tempo que as estrelas massivas poderiam adquirir campos magnéticos aquando da fusão de duas estrelas entre si, no entanto, esta é a primeira vez que se encontram evidências diretas deste acontecimento. No caso de HD 148937, a fusão deve ter ocorrido recentemente. "Não se espera que o magnetismo em estrelas massivas dure muito tempo em comparação com o tempo de vida da estrela, por isso pensamos ter observado este acontecimento raro muito pouco tempo depois de ter ocorrido", acrescenta Frost.
O ELT (Extremely Large Telescope) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, permitirá aos investigadores descobrir com mais detalhe o que aconteceu neste sistema e talvez até revelar mais surpresas.
Detetados, pela primeira vez, os ventos estelares de três estrelas semelhantes ao Sol
Imagem da onda de choque (arco vermelho) criada pela enorme estrela gigante Zeta Ophiuchi numa nuvem de poeira interestelar. Os ventos ténues de estrelas da sequência principal, semelhantes ao Sol, são muito mais difíceis de observar.
Crédito: NASA e Equipa do Legado Hubble (STScI/AURA); reconhecimento - C. R. O'Dell (Universidade Vanderbilt)
Uma equipa internacional de investigadores detetou diretamente, pela primeira vez, ventos estelares de três estrelas semelhantes ao Sol, registando a emissão de raios X das suas astrosferas, e estabeleceu limites no ritmo de perda de massa das estrelas através dos seus ventos estelares. O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.
As astrosferas, análogos estelares da heliosfera que rodeia o nosso Sistema Solar, são bolhas de plasma muito quente sopradas pelos ventos estelares para o meio interestelar, um espaço cheio de gás e poeira. O estudo dos ventos estelares de estrelas de baixa massa, semelhantes ao Sol, permite-nos compreender a evolução estelar e planetária e, em última análise, a história e o futuro da nossa própria estrela e do nosso Sistema Solar. Os ventos estelares conduzem muitos processos que evaporam as atmosferas planetárias para o espaço e, por conseguinte, levam à perda de massa atmosférica.
Embora o escape atmosférico, durante uma hora ou mesmo um ano, seja minúsculo, este opera durante longos períodos geológicos. As perdas acumulam-se e podem ser um factor decisivo na evolução para um mundo habitável ou para uma rocha nua. Apesar da sua importância para a evolução das estrelas e dos planetas, os ventos das estrelas semelhantes ao Sol são notoriamente difíceis de determinar. Compostos principalmente por protões e eletrões, contêm também uma pequena quantidade de iões mais pesados e altamente carregados (por exemplo, oxigénio, carbono). São estes iões que, ao capturarem eletrões dos neutros do meio interestelar em torno da estrela, emitem raios X.
Detetada emissão de raios X de astrosferas
Uma equipa internacional liderada por Kristina Kislyakova, cientista sénior do Departamento de Astrofísica da Universidade de Viena, detetou pela primeira vez a emissão de raios X das astrosferas em torno de três estrelas semelhantes ao Sol, as chamadas estrelas de sequência principal, que são estrelas no auge da sua vida, e registou assim pela primeira vez esses ventos diretamente, o que lhes permite colocar restrições ao ritmo de perda de massa das estrelas através dos seus ventos estelares.
Estes resultados, baseados em observações com o telescópio espacial XMM-Newton, foram publicados na revista Nature Astronomy. Os investigadores observaram as impressões digitais espetrais (as chamadas linhas espetrais) dos iões de oxigénio com o XMM-Newton e conseguiram determinar a quantidade de oxigénio e, em última análise, a massa total do vento estelar emitido pelas estrelas. Para as três estrelas com astrosferas detetadas, de nome 70 Ophiuchi, epsilon Eridani e 61 Cygni, os investigadores estimaram as suas taxas de perda de massa em 66,5±11,1, 15,6±4,4 e 9,6±4,1 vezes a taxa de perda de massa solar, respetivamente. Isto significa que os ventos destas estrelas são muito mais fortes do que o nosso vento solar, o que pode ser explicado pela maior atividade magnética destas estrelas.
Imagem raios-X, pelo XMM-Newton, da estrela 70 Ophiuchi (esquerda) e a emissão de raios-X da região ("Annulus") que rodeia a estrela representada num espetro sobre a energia dos fotões de raios-X (direita). A maior parte da emissão consiste em fotões de raios X da própria estrela, mas dispersos no telescópio e através da câmara (aproximados pelo modelo mostrado com a linha azul), mas há uma contribuição significativa em torno da linha K-alfa do oxigénio a uma energia de 0,56 keV que tem origem na astrosfera estendida e não na estrela (esta contribuição está incluída no modelo vermelho).
Crédito: Kislyakova et al., Nature Astronomy
"No Sistema Solar, a emissão de troca de carga do vento solar já foi observada em planetas, cometas e na heliosfera e constitui um laboratório natural para estudar a composição do vento solar", explica a autora principal do estudo, Kristina Kislyakova. "Observar esta emissão em estrelas distantes é muito mais complicado devido ao carácter ténue do sinal. Para além disso, a distância às estrelas torna muito difícil separar o sinal emitido pela astrosfera da emissão real de raios X da própria estrela, parte da qual está 'espalhada' no campo de visão do telescópio devido a efeitos instrumentais. Desenvolvemos um novo algoritmo para separar as contribuições estelares e astrosféricas da emissão e detetámos sinais de troca de carga provenientes de iões de oxigénio do vento estelar e do meio interestelar neutro circundante de três estrelas da sequência principal. Esta foi a primeira vez que se detetou emissão de troca de carga em raios X de astrosferas de tais estrelas. As nossas taxas de perda de massa estimadas podem ser usadas como referência para modelos de ventos estelares e para expandir a nossa limitada evidência observacional para os ventos de estrelas semelhantes ao Sol."
O coautor Manuel Güdel, também da Universidade de Viena, acrescenta: "há mais de três décadas que se fazem esforços a nível mundial para comprovar a presença de ventos em torno de estrelas semelhantes ao Sol e para medir a sua força, mas até agora apenas evidências indiretas baseadas nos seus efeitos secundários na estrela ou no seu ambiente aludiam à sua existência; o nosso grupo tentou anteriormente detetar emissões de rádio dos ventos, mas apenas conseguiu estabelecer limites superiores para a força dos ventos, sem detetar os próprios ventos. Os nossos novos resultados, baseados em raios X, abrem caminho para encontrar e até mesmo obter imagens destes ventos diretamente e estudar as suas interações com os planetas circundantes".
"No futuro, este método de deteção direta de ventos estelares em raios X será facilitado graças a futuros instrumentos de alta resolução, como o espetrómetro X-IFU da missão europeia Athena. A alta resolução espetral do X-IFU resolverá a estrutura mais fina e o rácio de emissão das linhas de oxigénio (bem como outras linhas mais fracas), que são difíceis de distinguir com a resolução CCD do XMM, e fornecerá restrições adicionais sobre o mecanismo de emissão; emissão térmica das estrelas, ou troca de carga não térmica das astrosferas". - explica Dimitra Koutroumpa, investigadora do CNRS (Centre national de la recherche scientifique) e coautora do estudo.
Conhecendo a verdadeira dimensão dos exoplanetas (via Instituto Max Planck para a Investigação do Sistema Solar)
O campo magnético de uma estrela deve ser tido em conta para determinar corretamente as características dos seus exoplanetas a partir de observações feitas por telescópios espaciais como o Kepler, o James Webb ou o PLATO. Este facto é demonstrado por novos modelos de cálculo apresentados na revista Nature Astronomy. Os investigadores mostram que a distribuição do brilho da estrela no seu disco depende do nível de atividade magnética da estrela. Isto, por sua vez, afeta a assinatura de um exoplaneta nos dados observacionais. O novo modelo deve ser usado para interpretar corretamente os dados da última geração de telescópios espaciais apontados para mundos distantes para lá do nosso Sistema Solar. Ler fonte
Como o Telescópio Roman da NASA vai medir a idade das estrelas (via NASA)
Adivinhar a idade de alguém pode ser um jogo engraçado, mas para os astrónomos é um verdadeiro desafio determinar a idade das estrelas. Quando uma estrela como o nosso Sol assenta na sua fusão nuclear, ou seja, na fase madura da sua vida, pouco muda durante milhares de milhões de anos. Uma exceção a esta regra é o período de rotação da estrela - a rapidez com que gira. Ao medir os períodos de rotação de centenas de milhares de estrelas, o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman da NASA promete trazer novos conhecimentos sobre as populações estelares da nossa Galáxia, a Via Láctea, após o seu lançamento em maio de 2027. Ler fonte
Álbum de fotografias A Nebulosa da Gaivota
(clique na imagem para ver versão maior)
Crédito: Gianni Lacroce
Uma vasta extensão de gás e poeira incandescentes apresenta aos astrónomos do planeta Terra um aspeto semelhante ao de uma ave, o que sugere o seu nome popular: a Nebulosa da Gaivota. Este retrato do pássaro cósmico cobre uma faixa de 2,5 graus de largura no plano da Via Láctea, perto da direção de Sirius, a estrela alfa da constelação de Cão Maior. Claro, a região inclui objetos com outras designações de catálogo: nomeadamente NGC 2327, uma nebulosa de emissão e reflexão compacta e poeirenta com uma estrela massiva incorporada que forma a cabeça do pássaro. Provavelmente parte de uma estrutura de concha maior varrida por sucessivas explosões de supernova, a ampla Nebulosa da Gaivota está catalogada como Sh2-296 e IC 2177. O proeminente arco azulado abaixo e à direita do centro é um choque de arco da estrela fugitiva FN Canis Majoris. Dominado pelo brilho avermelhado do hidrogénio atómico, este complexo de nuvens de gás e poeira com outras estrelas da associação Canis Majoris OB1 estende-se por mais de 200 anos-luz à distância estimada de 3800 anos-luz da Nebulosa da Gaivota.
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