Cientistas estimam que provavelmente será anunciada a descoberta de um exoplaneta habitável até maio de 2011

Impressão artística da 'Super-Terra' Gliese 581 d, que reside a 20,3 anos-luz da Terra na direção da constelação de Libra.

Os cientistas Samuel Arbesman e Gregory Laughlin afirmam, em recente estudo, que se o ritmo de descoberta de exoplanetas extrasolares continuar nos níveis atuais, o primeiro exoplaneta similar a Terra deverá ser anunciado até maio de 2011.

Visões do Futuro

Sabemos que a velocidade da evolução científica é um componente difícil de se medir. Excepcionalmente, há circunstâncias em que os dados são inequívocos e fáceis de serem coletados, gerando uma tendência. Nestes casos, os futurólogos trabalham as informações, extrapolando e prevendo a forma como as coisas acontecerão.

Até meados de 1965 não havia nenhuma previsão real sobre o futuro do hardware, quando o então presidente da Intel, Gordon E. Moore fez sua profecia, na qual o número de transistores dos chips teria um aumento de 100%, pelo mesmo custo, a cada período de 18 meses. Essa profecia tornou-se realidade e acabou ganhando o nome de Lei de Moore. Esta serve de parâmetro para uma elevada gama de dispositivos digitais além de CPUs, na verdade, qualquer chip está ligado a lei de Moore, até mesmo CCD de câmeras fotográficas digitais. Esse padrão continuou a se manter até hoje, e não se espera que pare até, no mínimo, 2015

Um dos exemplos mais famosos é a Lei de Moore, que prevê que a densidade dos transistores nos circuitos integrados duplica mais ou menos a cada dois anos. Esta tendência tem sido verificada desde 1970 e acredita-se que se estenderá firme até 2020.

No início de setembro, foi apresentado outro conjunto de dados históricos que torna possível uma nova e destemida previsão acerca do futuro. Samuel Arbesman da Escola de Medicina de Harvard em Boston (EUA) e Gregory Laughlin da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz (EUA) demonstram que os astrônomos têm descoberto planetas extrasolares a um ritmo cada vez maior desde 1995.

As descobertas têm seguido um padrão bem conhecido: os primeiros exoplanetas descobertos eram necessariamente massivos, muitas vezes a massa de Júpiter, sendo por causa disto bem mais fáceis de serem detectados. Ao longo dos anos, as técnicas de detecção evoluíram e os astrônomos têm descobertos exoplanetas cada vez menores, alguns mundos com algumas vezes a massa da Terra.

Existem fatores adicionais a levar em conta para que o exoplaneta seja habitável. Por exemplo: é desejável que a temperatura na sua superfície seja compatível para suportar água líquida para que a vida (como nós a conhecemos) possa se desenvolver. Estas restrições dependem, logicamente, do tamanho da estrela, da distância orbital do exoplaneta e das condições ambientais presentes em sua superfície, tais como o efeito estufa, entre outras.

Os astrônomos já encontraram gigantes gasosos super-quentes e bolas de neve como geladas como Netuno. Nota-se também aqui a tendência contínua na direção da descoberta de um exoplaneta similar a Terra em zona habitável (há quem afirme que Gliese 581 d cai nesta categoria, embora seja uma Super-Terra).

Não há controvérsia entre os astrônomos acerca da probabilidade da ocorrência de uma descoberta de um exoplaneta tipo-Terra. A única questão é quem irá descobrí-lo e quando.

Gráfico (não está em escala) da habitabilidade de planetas extrasolares ao longo do tempo. Os pontos mais escuros são valores máximos de H para os exoplanetas no seu ano da descoberta. A linha oblíqua é a melhor curva-t, usando um modelo não-linear, onde R=28,78 e y=2011:10. A linha horizontal indica o valor máximo de H (H=1), a presença de um planeta tipo-Terra habitável. Convém referir que o ponto escuro quase na linha de H máximo é Gliese 581 d, situado na zona habitável da sua estrela-mãe. Com um valor de H igual a 0,01, está ainda longe de ser um exoplaneta tipo-Terra habitável. Crédito: Arbesman e Laughlin

Com isto em mente, Arbesman e Laughlin trabalharam os dados estatísticos e fizeram projeções para prever o quando ocorrerá a primeira descoberta de um exoplaneta tipo-Terra. Os resultados têm uma distribuição larga em termos temporais, uma probabilidade de 66% para descoberta de outra Terra em 2013, 75% em 2020 e 95% em 2264.

Entretanto, os cientistas afirmam que a média da data da descoberta (probabilidade 50%) é já no mês de maio de 2011, a qual, por várias razões, é a data que realçam no seu artigo.

Afirmações corajosas

É inegável que se trata de uma previsão corajosa. A maior equipe na caça exoplanetária é a que está por trás do telescópio espacial Kepler, lançado em março de 2010 especificamente para encontrar exoplanetas extrasolares. O time do Kepler anunciou os seus primeiros dados em junho que estão atualmente sob criteriosa análise. A equipe estima que o primeiro conjunto de candidatos exoplanetários será anunciado em fevereiro de 2011.

Muitos astrônomos esperam que dentro deste conjunto estudado pelo time do Kepler esteja um exoplaneta habitável tipo-Terra. Mas segundo Arbesman e Laughlin, talvez tenhamos que esperar um pouco mais. “Devido ao limitado tempo-base da missão, os candidatos a exoplaneta descobertos pelo Kepler a serem anunciados em fevereiro de 2011 devem ser demasiado quentes para suportar valores significativos do índice H (a sua unidade de medida da habitabilidade),” afirmaram.

O que significa que talvez não será esta a equipe que irá ganhar o prêmio! Não devemos nos esquecer dos demais caçadores de exoplanetas. Várias novas técnicas tornaram os telescópios terrestres quase tão sensíveis como o Kepler e outras equipes certamente estão à beira de descobrir uma Terra versão 2.0.

A importância de tal descoberta é difícil de subestimar. A idéia de uma Terra 2.0 em órbita de outra estrela poderá ter um impacto significativo na psique global e providenciar o foco para um esforço internacional de caracterizar este lugar. Vamos querer saber mais. Quem quer que faça o anúncio tornar-se-á certamente um cientista bem conhecido em nível global.

E tudo isto poderá acontecer até maio de 2011, pelo menos de acordo com Arbesman e Laughlin. Vamos marcar esta data em nossas agendas?

Fonte

Este post é uma tradução livre, com adaptações editoriais e complementos, do artigo abaixo:

MIT Technology Review: Discovery of Habitable Earth-Like Planet ‘To Be Announced In May 2011′

Artigo Científico

ArXiv.org: A Scientometric Prediction of the Discovery of the First Potentially Habitable Planet with a Mass Similar to Earth. Autores: Samuel Arbesman e Gregory Laughlin 12 de setembro de 2010.

Link

Universe Today: Scientists Predict Earth-Like Habitable Exoplanet Will Be Found in 2011

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A busca pelos reflexos de sóis em oceanos muito, muito distantes

O brilho do Sol refletido pelo Lago Erie. Crédito: Image Science and Analysis Laboratory/NASA JSC.

Enquanto ainda estamos no início do jogo de tentarmos detectar os sinais de vida em planetas distantes, faz sentido focarmos no tema “habitabilidade na superfície do exoplaneta” e é por isso que os oceanos se tornam tão interessantes. Naturalmente, nós podemos imaginar biosferas em potencial sob o espesso gelo que envolve Europa (lua de Júpiter, onde há o dobro da água de todos os mares da Terra) ou até mesmo nos oceanos sub-superficiais de Enceladus (lua de Saturno). Porém, dada a situação tecnológica corrente de nossos instrumentos e a longa distância aos nossos alvos exoplanetários, seguir na captura do óbvio provavelmente é o que faz mais sentido. E o óbvio significa olhar para oceanos como os do nosso planeta. Um esforço significativo da missão EPOXI nos deu alguns dos parâmetros para estudar exoplanetas similares a Terra, por meio da fotometria de multi-comprimento de onda.

Missão EPOXI

EPOXI é o prolongamento da missão realizada pela nave espacial Deep Impact que levou um módulo de impacto ao cometa Tempel 1 em 2005 e agora está a caminho de cometa Hartley 2. Suas visões da Terra estão sendo usadas para ajudar os cientistas a se preparar para os estudos dos mundos terrestres em torno de outras estrelas.. Exoplanetas com grandes massas de água líquida ou congeladas devem refletir a luz de sua estrela de forma bem diferente da dos exoplanetas secos e ao observar as fases do exoplaneta, visto da Terra, as mudanças na refletividade poderão ser medidas. EPOXI nos mostrou que podemos fazer observações úteis em diferentes pontos de rotação da Terra. Também vimos reflexos especulares em Titã e agora o foco é sobre o que mais podemos aprender para nos ajudar a explorar esse fenômeno.

PIA12481 - reflexo do Sol em Titã detectado pela sonda Cassini. Crédito: NASA/missão Cassini

Tyler Robinson (Universidade de Washington) tem se envolvido no estudo de tais reflexos para ajudar a encontrar uma ‘Terra gêmea’ em algum lugar entre as estrelas próximas. Em suas pesquisas, Robinson e sua equipe têm usado o Laboratório Planetário Virtual (Virtual Planetary Laboratory) do Instituto de Astrobiologia da NASA, que permite aos cientistas modelarem a Terra, da forma como esta deveria aparecer para um observador distante, seguindo o progresso do nosso planeta através de uma órbita inteira. Os cientistas perceberam que em uma variedade de simulações a luminosidade da Terra (”glinting Earth”) pode ser até 100% mais brilhante na fase crescente do que quando modelados sem o efeito de brilho, um resultado que poderá ser observado futuramente com o Telescópio Espacial James Webb. Rodrigues descreveu este brilho colorido para BBC News :

O brilho acentuado do qual estou falando consiste praticamente no mesmo efeito de reflexão que nós observamos em um lindo pôr do sol sobre o oceano. Com o Sol baixo no horizonte, os raios de sol entram e são refletidos em nossa direção a partir da superfície do oceano a qual atua como um espelho e você consegue ver um belíssimo pôr do sol avermelhado.

Observando o reflexo especular de oceanos distantes…

Assim, agora sabemos que este efeito de brilho (um “reflexo especular”, para ser mais preciso), poderá produzir grandes alterações na luminosidade do exoplaneta observado. Para conseguir observar isto, porém, o JWST terá que contar com o uso de um dispositivo de ocultação externo para ser capaz de detectar um planeta brilhando, um equipamento que age escudo para bloquear a luz das estrelas e permitir revelar seus tênues exoplanetas. Além disso, este o novo trabalho busca nos informar quais serão os comprimentos mais propensos a produzir bons resultados. No trecho a seguir os autores quais freqüências serão a mais úteis no contexto do espalhamento Rayleigh, o espalhamento de luz por partículas menores que o comprimento de onda da luz, que devem ser incorporados na análise:

Em fases crescentes, os comprimentos dos caminhos da luz através da atmosfera são relativamente grandes e a profundidade óptica do espalhamento Rayleigh pode ser maior do que 1 mesmo em comprimentos de onda mais longos. Isso indica que as observações que visam detectar o excesso de brilho devido ao reflexo devem ser feitas em comprimentos de onda na faixa próxima ao infravermelho. O brilho da Terra cai por uma ordem magnitude entre os comprimentos de onda de 1 a 2 μm (micrômetros), sugerindo que a procura pelo brilho deve ocorrer abaixo de 2 μm para obtermos uma maior relação sinal-ruído (SNR) nas detecções. Uma vez que o reflexo é uma ampla característica nos diversos comprimentos de onda (trata-se do espectro solar refletido, modulado pelo espalhamento Rayleigh, absorção de água líquida na superfície e com a absorção atmosférica), a fotometria pode ser usada para detectar o brilho desde que as características de absorção fortes sejam evitadas.

O reflexo da luz da estrela hospedeira no exoplaneta poderá revelar a existência de mundos parecidos com a Terra?

Tudo isso é informação útil à medida que adicionamos os itens que necessitamos para a detecção de habitabilidade em nossa caixa de ferramentas. Podemos levar em conta o fato de que o tamanho de um ‘ponto de reflexo’ em comparação com a porção iluminada do disco é maior na fase crescente e adicionar no fato de que a refletividade da água aumenta se olharmos em ângulos agudos de iluminação.

E as nuvens e o cristais de gelo?

Por outro lado, devemos também levar em consideração como o efeito de brilho pode ser repetido por líquido e cristais de gelo nas nuvens altas.

Este novo trabalho de acompanhamento das nuvens altas e seus usos na detecção será apresentado em Outubro na Divisão de Ciências Planetárias reunião em Pasadena, e será abordado aqui no próximo mês.

Fonte

Este artigo é uma tradução livre (com ajustes editoriais e complementos) do material abaixo:

Centauri Dreams: Light Off Distant Oceans por Paul Gilster

Artigo Científico

Robinson et al.: “Detecting Oceans on Extrasolar Planets Using the Glint Effect”, Astrophysical Journal Letters 721 (2010), L67.

A Nebulosa do Véu revelada por Martin Pugh

A Nebulosa do Véu por Martin Pugh

‘Cygnus Loop’

Extremamente delicada em sua aparência, a Nebulosa do Véu é um objeto composto de filamentos de gás aquecido por ondas de choque, visível na direção da constelação do Cisne (Cygnus).

Esta nebulosa é, de fato, uma remanescente de supernova, uma nuvem em expansão resultante da explosão de uma estrela massiva, milhares de anos atrás.

Uma remanescente de supernova com 5.000 anos de idade

Os cálculos realizados pelos astrofísicos da velocidade da expansão indicam que a luz original desta formidável explosão cósmica provavelmente atingiu a Terra há 5.000 anos.

Também conhecida como ‘Cygnus Loop’, a Nebulosa do Véu se espalha por quase 3 graus nos céus, cerca de 6 vezes o diâmetro da Lua cheia. Tal tamanho se traduz em um diâmetro de mais de 70 anos luz a uma distância de 1.500 anos luz da Terra.

A Nebulosa Vassoura da Bruxa e a estrela 52 Cygnus. Créditos: T. A. Rector (U. Alaska), WIYN, NOAO, AURA, NSF

De fato, este véu cósmico é tão grande que algumas de suas partes são reconhecidas como 3 nebulosas distintas:

1. A nebulosa “Vassoura da Bruxa” (Witch’s Broom – NGC 6960), na parte inferior desta maravilhosa visão celeste. A frente da NGC 6960 está em destaque a brilhante estrela 52 Cygni, classe G9.5III, que não está associada a este complexo de nebulosas, pois dista da Terra 206 ± 8 anos luz;
2. O “Triângulo de Pickering” (Pickering’s Triangle – NGC 6979), abaixo e à direita do centro;
3. A ‘nebulosa assombrada’ IC 1340, no topo da imagem.

O Triângulo de Pickering

O Triângulo de Pickering é um componente da Nebula do Véu que homenageia o famoso astrônomo de mesmo nome. A imagem abaixo é um mosaico capturado pelo telescópio Mayall de 4 metros pertencente ao Kitt Peak National Observatory no Arizona, EUA.

O Triângulo de Pickering – Créditos: T. Rector (U. Alaska Anchorage), H. Schweiker, WIYN, NOAO, AURA, NSF

Fontes

APOD:

• The Veil Nebula – Crédito ©: Martin Pugh
• Pickering’s Triangle from Kitt Peak – Créditos ©: T. Rector (U. Alaska Anchorage), H. Schweiker, WIYN, NOAO, AURA, NSF
• NGC 6960: The Witch’s Broom Nebula – Créditos ©: T. A. Rector (U. Alaska), WIYN, NOAO, AURA, NSF

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Astrônomos descobrem 14 novos mini-mundos nos confins do Sistema Solar ao rever os arquivos antigos do observatório espacial Hubble

Ilustração de um objeto Trans-Netuniano. Crédito: NASA, ESA e G. Bacon (STScI)

Nos confins do Sistema Solar, além da órbita de Netuno, residem inúmeras rochas geladas classificadas como objetos trans-netunianos (em inglês TNOs – Trans-Neptunian-Objects). Um dos maiores dos TNOs e o mais famoso deles é Plutão, que em 2006 foi reclassificado pela UAI como planeta anão.

A região externa do Sistema Solar também é habitada por cometas como o conhecido Cometa Halley. Como a maior parte destes objetos trans-netunianos é composta por minúsculos corpos que recebem pouca luz solar, sua detecção é muito difícil devido ao seu tênue brilho.

Recentemente, os astrônomos construíram novas técnicas para selecionar dados do arquivo de imagens telescópio Hubble da NASA e ESA. Agora, os pesquisadores acrescentaram mais 14 TNOs ao catálogo. Com este método os astrônomos prometem descobrir centenas de novos TNOs em breve.

Diagrama mostra a distribuição de diversos objetos do Sistema Solar exterior.

“Os objetos trans-netunianos são muito importantes porque são blocos básicos de construção planetária deixados para trás desde a formação do Sistema Solar,” explicou Cesar Fuentes, da Universidade do Norte do Arizona, EUA, líder do artigo publicado na revista Astrophysical Journal.

Riscos em imagens do Hubble

Lentamente os objetos trans-netunianos orbitam o Sol, movendo-se contra o pano de fundo celeste composto pelas estrelas. Assim estes corpos acabam surgindo como riscos de luz em fotografias de longo tempo de exposição. Considerando isto, a equipe desenvolveu um software para analisar centenas de imagens do Hubble em busca de tais sinais. Após alguns candidatos terem sido selecionados pelo sistema, as imagens foram visualmente examinadas pelos astrônomos para confirmar ou refutar as indicações dadas pelo programa.

A maioria dos TNOs reside próxima da eclíptica, uma linha no céu que marca o plano do Sistema Solar. Este fato é uma evidência de que o Sistema Solar se formou a partir de um disco de material. Por esta razão, a equipe pesquisou dentro de uma faixa de até 5º acima e abaixo da eclíptica para aumentar suas oportunidades de sucesso.

Interessante saber que dos 14 objetos descobertos há um binário (dois objetos orbitam entre si como um sistema Plutão-Caronte em miniatura). Todos os 14 são muito tênues, a maioria com fracas magnitudes de 25 a 27, isto é, mais de 100 milhões de vezes mais fracos que objetos visíveis a olho nu.

40 a 100 quilômetros de diâmetro

Ao medir o movimento dos TNOs através do céu, os astrônomos calcularam a órbita e a distância para cada objeto. Ao combinar a distância e o brilho (assumido um determinado albedo), estimaram a seguir o tamanho dos objetos. Os astrônomos apuraram que os novos TNOs variam entre 40 e 100 km de diâmetro.

Ao contrário dos planetas, que tendem a ter órbitas muito achatadas (conhecidas como órbitas de baixa-inclinação), alguns objetos trans-netunianos têm órbitas significativamente inclinadas em relação à eclíptica. A equipe examinou a distribuição dos objetos trans-netunianos com baixa-inclinação contra os com alta-inclinação para saber mais como a população evoluiu ao longo dos últimos 4,5 bilhões de anos.

Escombros remanescentes

Em geral, os menores TNOs são escombros resultantes da aniquilação de objetos maiores. Ao longo de bilhões de anos, diversos objetos maiores colidiram entre si, desfazendo-se. A equipe descobriu que a distribuição de objetos trans-netunianos de baixa-inclinação versus alta-inclinação se mantém praticamente mesma ao passo que os objetos se tornam mais tênues e pequenos. Por isso, os cientistas estimam ambas as populações (tanto as de baixa quanto as de alta inclinação) têm histórias similares de colisões.

Este estudo inicial examinou apenas ¹/₃ de um grau quadrado do céu, o que significa que há muito mais para pesquisar. Centenas de objetos trans-netunianos podem estar escondidos nos dados de arquivo do Hubble em latitudes elípticas maiores. Fuentes e seus colegas informaram que irão continuar com a pesquisa.

“Conseguimos provar a nossa capacidade para detectar e caracterizar os objetos trans-netunianos mesmo até com dados planejados para uso em propósitos diferentes”, afirmou Fuentes.

O Hubble Space Telescope é a projeto coordenado por uma cooperação internacional entre a NASA e a Agência Espacial Européis (ESA). O Hubble é gerenciado pelo Goddard Space Flight Center da NASA. O Space Telescope Science Institute (STScI) é o órgão responsável pelas pesquisas científicas.

O Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) com sede em Cambridge, Massachusetts é uma colaboração entre o Smithsonian Astrophysical Observatory e o Harvard College Observatory. Os cientistas do CfA scientists estão organizados em 6 divisões de pesquisa responsáveis pelo estudo da origem, evolução e do destino final do Universo.

Fontes

1. Harvard Smithsonian CfA: NASA’s Hubble Harvests Distant Solar System Objects
2. Universe Today: Astronomers Find 14 New Trans-Neptunian Objects Hiding in Hubble Data
3. Physorg.com: Hubble harvests distant solar system objects
4. CfA: Lista de objetos Trans-Netunianos

Artigo Científico

1. ArXiv.org: Trans-Neptunian Objects with Hubble Space Telescope ACS/WFC – autores: Cesar I. Fuentes, Matthew J. Holman, David E. Trilling, Pavlos Protopapas

Uma noite estrelada no Alentejo por Miguel Claro

Em 22 de julho de 2010 (04h02min) Miguel Claro (http://miguelclaro.com) capturou este belíssimo panorama celeste, onde se destaca a Via Láctea, na madrugada de Vila Boim, Alentejo, Portugal.

(*) A Via Láctea no céu de Vila Boim, Alentejo, Portugal, com anotações. Crédito©: Miguel Claro - julho de 2010

O mosaico acima é uma composição a partir de 4 imagens individuais.

Miguel Claro utilizou uma Canon 50D, com a seguinte configuração: ISO3200,10mm, F/4. O tempo de exposição durou 44 segundos.

Em e-mail para o fórum do AstroPT, Miguel Claro comentou:

“Após duas semanas no Alentejo, começo agora a processar algumas das imagens que fiz, esta primeira que partilho é uma das que procurava fazer já há muito tempo com um céu bem contrastado, trata-se de uma imagem apanhando integralmente o arco da Via Láctea. A imagem foi obtida no Alentejo, em Vila Boim, a 200km de Lisboa, num campo de Oliveiras.”

Vila Boim é uma freguesia portuguesa do concelho de Elvas, com 25,5 km² de área e 1 254 habitantes (em 2001). A freguesia de Vila Boim, está integrada no concelho de Elvas, e está limitada ao norte pela freguesia de Vila Fernando, a sul pelo município de Vila Viçosa, a oeste pela freguesia de Terrugem e a leste pela freguesia de São Brás e São Lourenço. Dista 10 km de Elvas, 20 km de Espanha, 20 km de Vila Viçosa, 16 km de Borba e 228 km de Lisboa.

(*) Imagem original dos céus na Vila Boim. Crédito©: Miguel Claro (http://miguelclaro.com)

História de Vila Boim

Vila Boim tem vestígios de povoamento desde a época pré-histórica como comprovam alguns dólmens descobertos na freguesia.

No século II a.C., os romanos chegaram a Vila Boim.

O início da história documentada de Vila Boim, dá-se com a chegada dos mouros, que a batizaram de Moçarava. Em 1226 D. Sancho II expulsou os muçulmanos da região.

Já no reinado de D. Afonso II, Vila Boim foi doada a D. João de Aboim, deixando a designação de Moçarava, para adotar numa primeira fase o nome de Vila Aboim e posteriormente o de Vila de Boim. Ao longo da segunda metade do século XII, D. João de Aboim foi adquirindo mais terras até que, em data incerta, quando Elvas delimitou por padrões as possessões senhoriais, surgiu o concelho de Vila Boim.

Desde 1305, o concelho de Vila Boim esteve na posse da coroa, até que em 23 de janeiro de 1374, D. Fernando extinguiu o concelho e o integrou ao concelho de Elvas, mas voltou a criá-lo a 14 de Julho do mesmo ano.

Em 1451, Fernando de Abreu vendeu Vila Boim a Fernando I de Bragança, fazendo Vila Boim parte do Ducado de Bragança até 1876. Em 1505 iniciou-se a construção do castelo, que foi destruído na Guerra da Restauração. Em 1 de julho de 1518 D. Manuel concedeu um foral à vila.

Em 1836, quando das reformas administrativas, o concelho de Vila Boim foi definitivamente extinto e integrado no concelho de Elvas.

Direitos autorais

(*) as imagens foram publicadas com autorização expressa do autor (Miguel Claro).

Fontes

Miguel Claro (http://miguelclaro.com): Milky Way from Alentejo

Recomendamos acessar a galeria de Miguel Claro no link: http://miguelclaro.com

Wikipédia (PT): Vila Boim

NGC 7129: o aglomerado estelar aberto revelado por Ken Crawford

O aglomerado estelar aberto NGC7129 capturado pela lente de Ken Crawford. Clique na imagem para ver a versão em alta resolução que pode ser ampliada (zoom). Crédito©: Ken Crawford

Na direção da constelação de Cepheus cerca de 130 jovens estrelas habitam o aglomerado estelar aberto repleto de poeira NGC 7129, que se espalha em uma região de apenas 10 anos-luz de diâmetro. Na distância estimada de 3.330 anos luz que nos separa da NGC 7129, esta imagem telescópica cobre cerca de 40 anos-luz dos céus.

Recente censo estelar no aglomerado NGC 7129 estimou sua idade em 3 milhões de anos. Assim, suas estrelas podem ser consideradas como ainda bebês. Muitas destas devem ter se livrado recentemente de seus discos protoplanetários ou seus casulos de formação. Os cientistas julgam que é provável que o nosso Sol também tenha nascido em um berçário estelar similar a este, há 4,56 bilhões de anos.

Os principais objetos cósmicos da NGC 7129. Crédito: Sakib Rasool

Ao olhar esta nítida imagem notamos estas belas nebulosas de reflexão azuladas de poeira cósmica que espelham as luzes provenientes das estrelas jovens.

As formas menores, contudo, visíveis em vermelho vivo crescente, são evidências de jovens e energéticos objetos estelares. Classificados como objetos Herbig-Haro, sua forma e cor é uma característica resultante do gás hidrogênio brilhante que sofreu o choque de jatos de plasma ejetados das estrelas recém-nascidas.

Objetos Herbig Haro da NGC 7129 em destaque

No futuro os gases e a poeira originada na região serão dispersos e as estrelas irão se espalhar pela galáxia enquanto que este aglomerado estelar aberto orbita o centro da Via Láctea.

Aqui vemos a NGC 7129 sob as lentes de infravermelho do Spitzer

Fontes e referências

1. APOD: Young Suns of NGC 7129 – Crédito©: Ken Crawford (Rancho Del Sol Obs.)
2. Spitzer Infrared Legacy: NGC7129
3. ArXiv.org: A Chandra and Spitzer census of the young star cluster in the reflection nebula NGC 7129 por B. Stelzer e A. Scholz

Quais seriam os efeitos de curto prazo de uma Explosão de Raios Gama sobre a vida oceânica na Terra?

Representação artística da explosão de raios-gama (GBR 020813) observada em 2002, que durou cerca de dois minutos. O perigo de um cenário como este para nós ocorre se a explosão da supernova for dentro da Via Láctea e a Terra estiver na direção de um dos dois jatos colimados de radiação de alta energia. Créditos: NASA/CXC/M Weiss

Se uma explosão de raios gama com origem próxima atingir a Terra, esta poderá ser extremamente prejudicial para o plâncton do oceano em profundidades que atingem até 75 metros, de acordo com o estudo de uma equipe de pesquisadores cubanos.

Seus resultados foram aceitos para publicação na revista de Astrofísica e Ciências Espaciais e o documento de seu trabalho está disponível no arXiv (Short-term effects of Gamma Ray Bursts on oceanic photosynthesis).

Estes importantes micro-organismos são responsáveis por 40% da fotossíntese produzida pelos oceanos, portanto a sua destruição poderia produzir um sério impacto sobre os níveis de dióxido de carbono na Terra.

As explosões de raios-gama (GRB ou Gamma-Ray-Burst, em inglês) são os eventos eletromagnéticos mais luminosos que ocorrem no Universo observável, levando a liberação descomunal de 10⁴⁴ joules sob a forma de radiação de raios gama em um feixe luminoso concentrado que tem uma duração de alguns segundos. Há dois tipos conhecidos de GRBs: as explosões de longa duração e as de curta duração. O primeiro tipo é o mais comum, que é gerado no processo de colapso do núcleo de uma supernova. Até hoje, felizmente, todas as explosões de raios gama já detectadas ocorreram em galáxias distantes e jamais em nossa própria galáxia, a Via Láctea. Não obstante, alguns pesquisadores estimam que uma explosão de raios gama foi responsável pela extinção em massa do Ordoviciano-Siluriano, há 450 milhões de anos.

Considerando este cenário, um grupo de biólogos e físicos da Universidade Central de Las Villas, Santa Clara, Cuba, tem especulado sobre o que poderia acontecer se uma explosão de raios gama nas proximidades, em torno de 6.000 anos-luz de distância, golpear a Terra hoje. “Nosso desejo era o de vincular um fenômeno da astrofísica com a ciência ambiental, até agora é uma área pouco explorada. Queríamos entender como as explosões estelares poderiam afetar a evolução da vida na Terra”, disse o físico Rolando Cardenas a physicsworld.com

Extraindo os elétrons

Na verdade, o perigo para a vida de plâncton nos oceanos não seriam diretamente os raios gama em si, mas os flashes da radiação ultravioleta causados pela interação dos raios gama com o ambiente atmosférico. No início, os primeiros raios de uma explosão extrairiam os elétrons das moléculas do ar. São estes elétrons livres excitariam outras moléculas, criando uma produção de energia UV. De acordo com Cárdenas, 1 a 10% da energia incidente de raios gama atinge o solo em forma de luz UV e tem o potencial de ser daninho para o plâncton. O resto vem sob a forma de luz visível ou infravermelho, que é menos perigosa para a vida.

Para investigar o efeito da radiação UV, a equipe considerou o albedo típico dos oceanos da Terra, para calcular o espectro de UV em diferentes profundidades. Eles também levaram em conta a qualidade ótica da água porque os oceanos em geral não são tão transparentes. Combinando esses fatores com outros concluíram que um flash de raios UV poderia penetrar até 75 metros dentro da água límpida, danificando uma enzima crucial para a fotossíntese e fazendo com que o plâncton destine a energia usada na fotossíntese para o reparo de DNA danificado.

Esta supressão da capacidade do plâncton em processar a fotossíntese poderia ter um efeito profundo sobre o clima da Terra. O dióxido de carbono é consumido em grandes quantidades pelo plâncton do oceano. Uma só espécie, o Prochlorococcus marinus, representa 20% de toda biosfera fotossintética. O plâncton é também o primeiro elo na cadeia alimentar no ambiente oceânico e sua morte nas mãos de uma explosão de raios gama levaria a um efeito dominó sobre os organismos que dele se alimentam. A cadeia alimentar sofreria em demasiado, provocando uma possível extinção em massa de várias espécies de animais marinhos.

Explosões de raios gama são eventos raros em galáxias ricas em metais?

No entanto, felizmente, as explosões de raios gama são raras em galáxias como a Via Láctea (veja a lista de canditadas a supernova próximas). “A explicação mais provável para isso é que a Via Láctea é muito rica em metais (em cosmologia os elementos mais pesados que o hélio são considerados metais) e as explosões de raios gama ocorrem com menor freqüência nos lugares que têm essas condições”, explica Andrew Levan, um pesquisador explosão de raios gama da Universidade de Warwick, no Reino Unido.

Apesar desta raridade, um golpe proveniente de uma explosão de raios gama na Terra não seria um exagero. “As explosões de raios gama, provavelmente, ocorrem em nossa galáxia uma vez a cada 10 milhões de anos”. Para afetar a Terra da explosão teria que estar alinhada com o planeta com a gente e não ocorrer demasiadamente longe.

De qualquer forma, é plausível que no passado, durante os 4,5 bilhões de anos da história da Terra, nosso planeta tenha ter sido afetado por erupções de raios gama próximas”, disse Levan.

Fonte

1. Physicsworld.com: Gamma-ray burst could kill off ocean life

Artigos Científicos

1. ArXiv.org: Liuba Penate, Osmel Martin, Rolando Cardenas, Susana Agusti (2010) “Short-term effects of Gamma Ray Bursts on oceanic photosynthesis”

2. ArXiv.org: Melott, A. et al (2004) “Did a gamma-ray burst initiate the late Ordovician mass extinction?”. International Journal of Astrobiology 3 (2): 55–61. doi:10.1017/S1473550404001910

Link

AstroPT: Raios Gama podem extinguir toda a vida

O remanescente de supernova em Vela revelado pela lente de Marco Lorenzi

Remanescente de supernova em Vela retratada por Marco Lorenzi. Clique na imagem para acessar a imagem de 4.000 X 4.000 pixels que pode ser visualizada por zoom.

O disco da Via Láctea corta este intrincado panorama espacial. A região desta magnífica imagem se situa na extremidade noroeste da constelação de Vela. Na verdade, este retrato cósmico trata-se de um mosaico formado por quatro chapas fotográficas com mais de 10 graus de extensão, centrado na estrutura filamentosa brilhante da nebulosa Remanescente de Supernova em Vela.

Escombros de uma supernova vista há 11.000 anos

Esta nuvem em expansão se formou dos escombros da violenta explosão terminal de uma massiva estrela. O evento ocorreu nas proximidades do Sistema Solar, a 800 anos-luz de distância. A luz da explosão da supernova que criou o remanescente na constelação de Vela chegou à Terra há cerca de 11.000 anos.

O Pulsar Vela

Além dos filamentos de gases brilhantes impactados pelo choque, o cataclismo cósmico também deixou um resíduo estelar em rotação e incrivelmente denso, a estrela de nêutrons conhecida como o Pulsar Vela.

Imagem mostra os detalhes do Pulsar Vela capturada pelo observatório Chandra de raios-X. Crédito: G.Garmire et al. (PSU), NASA

O remanescente de supernova em Vela provavelmente situa-se dentro de outro remanescente de supernova bem maior e mais antigo, a fabulosa Nebulosa de Gum já detalhada no artigo de 22 de agosto de 2009: A nebulosa de Gum sob a lente de Axel Mellinder

Fonte

APOD: Remanescente de Supernova em Vela – Crédito©: Marco Lorenzi (Star Echoes)

NGC300: a galáxia espiral padrão revelada pelo observatório de La Silla do ESO

O ESO publicou esta nova imagem espetacular da galáxia espiral NGC 300, semelhante à Via Láctea, situada próximo de nós no Grupo de Galáxias do Escultor.

NGC 300 vista pelo observatório do ESO em La Silla, Chile. Clique na imagem para acessar a versão original do ESO.

Esta visão foi capturada através do instrumento Wide Field Imager (WFI), no Observatório de La Silla do ESO, Chile, em um total de tempo de exposição de 50 horas, revelando a estrutura desta galáxia detalhes inéditos.

A NGC 300 reside a cerca de 6 milhões de anos-luz de distância se apresenta com ²/₃ do tamanho da Lua Cheia nos céus.

NGC 300 – a galáxia espiral padrão

A NGC 300 foi descoberta na Austrália pelo astrônomo escocês James Dunlop no início do século XIX e consiste em uma das galáxias espirais mais próximas e vistosas do céu meridional, suficientemente brilhante para ser observada com binóculos. NGC 300 reside na direção da discreta constelação do Escultor, uma constelação que tem poucas estrelas brilhantes, mas que é notável por hospedar uma coleção de galáxias próximas que formam o Grupo do Escultor [1]. Os telescópios do ESO têm observado elementos deste grupo, com destaque para a NGC 55 (eso0914), a NGC 253 (eso1025, eso0902) e a NGC 7793 (eso0914). Em geral as galáxias apresentam sempre alguma peculiaridade, mas a NGC 300 parece uma galáxia padrão, o que a torna um exemplo ideal para os astrônomos analisarem a estrutura e conteúdo de galáxias espirais.

Esta imagem obtida com o instrumento Wide Field Imager (WFI), no Observatório de La Silla do ESO, Chile, é uma composição de várias tomada obtidas com um conjunto de diferentes filtros, somando o tempo de exposição de 50 horas. Os dados foram adquiridos durante muitas noites ao longo de vários anos.

A constelação do Escultor e a NGC 300

Censo estelar

O objetivo principal desta longa campanha observacional foi colher um censo bastante completo das estrelas da NGC 300, contando tanto o número como as variedades de estrelas e determinando regiões ou apenas estrelas individuais que necessitem de investigação mais focalizada e aprofundada. Espera-se que esta seleção, extremamente rica em dados, irá certamente ter muitos outros usos nos próximos anos. Ao observar a galáxia através de filtros que isolam especificamente a radiação emitida por hidrogênio e oxigênio, as inúmeras regiões de formação estelar ao longo dos braços em espiral da NGC 300 podem ser observadas na imagem com extrema nitidez, apresentando-se como nuvens vermelhas e cor-de-rosa. Com sua grande área de visão, de 34 por 34 minutos de arco, equivalente ao tamanho aparente da Lua Cheia no céu, o dispositivo WFI é a ferramenta ideal para os astrônomos estudarem objetos da escala da NGC 300.

A NGC 300 hospeda muitos fenômenos astronômicos interessantes que têm sido perseguidos pelos telescópios do ESO. Os astrônomos do ESO descobriram recentemente nesta galáxia o buraco negro estelar mais distante e de maior massa encontrado até hoje (eso1004: ESO descobre o buraco negro estelar mais distante na galáxia espiral NGC 300), num sistema binário tendo como companheira uma estrela Wolf-Rayet quente e brilhante. A NGC 300 e outra galáxia, NGC 55, encontram-se em rotação lenta na direção e em torno uma da outra, na primeira fase do longo processo de fusão (eso0914). A melhor estimativa da distância da Terra à NGC 300 foi determinada por astrônomos que utilizaram o Very Large Telescope do ESO, no Observatório do Paranal (eso0524).

Nota

[1] Embora seja normalmente considerada como pertencente ao Grupo do Escultor, as medições de distância mais recentes mostram que a NGC 300 se encontra significativamente mais perto de nós do que muitas das outras galáxias do grupo. Assim, a NGC 300 talvez possa estar apenas marginalmente associada a este grupo.

Fonte

ESO: A Nearby Galactic Exemplar

O que diferencia um exoplaneta gigante de uma anã marrom? Novas pesquisas desafiam os limites teóricos

Uma comparação do tamanho de Júpiter, uma anã marrom/anã castanha (brown dwarf), uma estrela pequena (anã vermelha – red dwarf) e o Sol (Sun). Crédito: Gemini Observatory / Obra de Jon Lomberg

A definição de “o que é um planeta” é algo que sempre vem acompanhada de forte dose emoção e tem sido alvo de disputas calorosas.

A redefinição estabelecida pela UAI em 2006 causou melancolia aos amantes do rebaixado Plutão que passou para a nova categoria dos ‘Planetas Anões’. O que nos causa estranheza, contudo, é a pouca atenção que tem sido dada à outra extremidade da escala planetária, ou seja, onde há o corte que separa os menores objetos estelares (no Brasil: anãs marrons / em Portugal: anãs castanhas) dos planetas jovianos.

Nesta concepção artística uma anã marrom (ou um exoplaneta gigante?) é orbitada por um exoplaneta (ou uma massiva exolua?) rochoso como a Terra. A sua massa, composição química e seu índice de metalicidade poderão esclarecer. Crédito: NASA/Spitzer

O consenso geral vigente até então, conforme a UAI estabeleceu em 2001, é que se um objeto tem a capacidade de suportar a fusão do deutério (uma forma de hidrogênio que tem um nêutron no núcleo e que pode sofrer fusão nuclear em temperaturas mais baixas que o hidrogênio) este será classificado como uma anã marrom. Enquanto isso, qualquer coisa que esteja abaixo disto e permaneça em órbita de uma estrela será considerado um planeta.

O limite teórico foi arbitrado pelos astrofísicos em cerca de 13 vezes a massa de Júpiter (13 M_J), mas enquanto essa ‘marca de cal’ possa parecer bastante clara à primeira vista, novo estudo publicado em setembro de 2010 explora a possibilidade de mudar sensivelmente este fator de discriminação. No século XX, por décadas, as anãs marrons (anãs castanhas) foram consideradas como criaturas míticas, apenas existentes na imaginação dos astrônomos. Suas temperaturas superficiais relativamente baixas, mesmo quando sendo capazes de processar a fusão de deutério, as tornam muito difíceis de serem detectadas pelos telescópios óticos convencionais. Enquanto que muitos objetos candidatos foram propostos como anãs marrons, estes não passaram no teste positivo da presença do lítio em seu espectro (o lítio é destruído pelas temperaturas geradas pela fusão do hidrogênio tradicional, ou seja, o lítio está ausente nas menores estrelas possíveis, as anãs vermelhas).

A anã marrom (anã castanha) Gliese 229B foi descoberta em outubro de 1994 pelo observatório Palomar e confirmada em 1995 pelo Hubble. Gliese 229B é o objeto brilhante menor, à direita da estrela Gliese 229A, uma anã vermelha com 58% da massa do nosso Sol. Crédito: NASA/ESA/Hubble/Palomar

Gliese 229B

Felizmente, esta lacuna foi sanada em 1995 quando se confirmou a existência do primeiro objeto de massa apropriada no qual foi observada a linha de radiação com 670,8 nanômetros correspondente ao lítio. Tratava-se da primeira anã marrom descoberta, a Gliese 229B, no sistema binário Gliese 229. Gliese 229B tem massa estimada entre 20 M_J e 50 M_J e temperatura superficial da ordem de 950 K.

Desde então, o número de anãs marrons identificadas aumentou significativamente e os astrônomos descobriram que o limite inferior da massa das anãs marrons pode ser inferior ao limite máximo do mais massivo dos planetas. Isso inclui objetos como CoRoT-3b, um massivo objeto com 22 M_J, bem acima do limite de 13 M_J, que permanece no limbo terminológico. Com um diâmetro similar ao de Júpiter, CoRoT-3b tem densidade da ordem de 26,4 g/cm³, maior que o mais denso dos elementos, o Ósmio (22,6 g/cm³).

Comparação do tamanho de Júpiter com o de CoRoT 3b. Com 22 vezes a massa de Júpiter praticamente o mesmo tamanho, o que é CoRoT 3b? Uma anã marrom? Um planeta joviano ultra denso?

O limite técnico que varia

O artigo que trata este tema, liderado por David Speigel da Universidade de Princeton, relatou sobre uma ampla gama de condições iniciais para os objetos perto do limite de queima de deutério. Entre as variáveis analisadas, a equipe considerou a fração inicial de hélio, de deutério, e dos “metais” (em astronomia os “metais” são todos os elementos mais pesados que o Hélio na tabela periódica). Suas simulações mostraram que a quantidade de deutério queimado e quão rápido se deu a queima foi altamente dependente das condições iniciais presentes.

Assim, objetos que se formam originalmente com uma maior concentração de hélio necessitam de menos massa para conseguir fundir uma determinada quantidade de deutério. Da mesma forma, quanto maior a fração inicial de deutério, mais facilmente este se fundia. Além disto, as diferenças entre massa requerida não eram sutis. Elas poderiam variar em até algumas vezes a massa de Júpiter. O limite mínimo da massa teórica das anãs marrons foi reduzido para meramente 11 vezes a massa de Júpiter (11 M_J), quase 20% abaixo do limite teórico aceito até então (13 M_J). Por outro lado o limite máximo calculado chegou ao valor de 16,3 M_J.

Os cientistas resumiram suas considerações a seguir:

“Não há um critério universalmente reconhecido para distinguir as anãs marrons de planetas. Numerosos estudos têm usado ou sugerido uma definição baseada na massa do objeto, tomando 13 vezes a massa de Júpiter (M_J) como o limite mínimo para a ignição do deutério. Aqui, nós investigamos uma gama de modelos variando a massa para a queima do deutério. Nós encontramos que embora o valor de 13 M_J seja uma “regra de ouro” razoável, a massa mínima para a fusão do deutério depende da abundância do hélio, da abundância inicial do deutério, do índice de metalicidade e em quais frações do deutério primordial deve sofrer a fusão para qualificar efetivamente se o objeto queimou seu deutério. Embora tenhamos constatado que para a maioria das condições encontradas em proto-anãs-marrons, 50% do deutério inicial irá se queimar se a massa do objeto for 13±0,8 M_J, a escala de possibilidades é significativamente mais larga. Para modelos simulados variando de metalicidade zero até 3 vezes a metalicidade do Sol o limite para a fusão do deutério variou entre 11 M_J (metalicidade igual 3 vezes a do Sol e 10% do deutério primordial queimado) e 16,3 M_J (metalicidade igual a zero e 90% do deutério primordial queimado).”

Como consequência, Spiegel e sua equipe sugerem que, devido à confusão inerente ao limite de massa, a definição acima não pode ser usada como a “mais útil delimitação entre os planetas e anãs marrons”. Como tal, os astrônomos recomendam tomar cuidado extra nas suas classificações e sugerem que uma nova definição pode ser necessária.

Uma nova possível definição deverá envolver outras considerações, tais como:

• Como se deu a história da formação de objetos desta escala questionável de massa;
• Os objetos que se formaram em discos, em torno de outras estrelas, seriam considerados planetas;
• Os objetos que se formaram a partir do colapso gravitacional, de forma independente do objeto que orbitam, seriam considerados anãs marrons.

Nesse meio tempo, os objetos exóticos como CoRoT-3b, continuarão a ter sua classificação taxonômica indefinida.

Fontes

1. Universe Today: The Other End of the Planetary Scale por Jon Voisey
2. ArXiv.org: The deuterium-burning mass limit for brown dwarfs and giant planets por David S. Spielgel, Adam Burrows e John A. Milsom

Links

1. AstroPT: Anãs Castanhas
2. Hubbesite: Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf (Gliese 229B)

Dois asteróides passaram pela Terra nesta quarta-feira, 08 de setembro de 2010

Dois pequenos asteróides em órbitas independentes passaram entre a órbita da Lua e a Terra na quarta-feira. Ambos puderam ser observados com telescópios de tamanho moderado por astrônomos amadores.

O asteróide 2010 RF12 passou a aproximadamente 79 mil quilômetros da Terra em 05:12 EDT. Outro asteróide, o 2010 RX30, passou cerca de 248 mil quilômetros durante a noite. Nenhum dos dois trás ameaças para a Terra.

Dois asteróides, com vários metros de diâmetro e em órbitas independentes, passaram a uma distância intermediária entre a Lua e a Terra na quarta-feira, 8 de setembro.

Órbitas dos asteróides 2010 RF12 e 2010 RX30

Sem perigo algum…

Ambos os asteróides foram observáveis na sua maior aproximação à Terra a partir de telescópios amadores. Desta vez, nenhum destes objetos tem qualquer chance de atingir a Terra. Um NEO (Near Earth Object) de 10 metros de diâmetro, membro de uma população a descobrir de cerca de 50 milhões, passa pela Terra quase que diariamente dentro de 1 distância lunar (DL). Um objeto de 10 metros atinge a atmosfera da Terra a cada 10 anos, em média.

O Catalina Sky Survey, Tucson, Arizona, descobriu os dois objetos, na manhã de domingo, 5 de setembro, durante uma pesquisa de rotina dos céus.

O Minor Planet Center, em Cambridge, Massachusetts, recebeu em primeiro lugar as observações da manhã de domingo, foi determinada a orbita preliminar e os astrônomos concluíram que ambos passariam dentro da distância Terra X Lua cerca de 3 dias após a sua descoberta.

O maior NEO (‘Near-Earth Asteroid’) 2010 RX30 tem um diâmetro estimado em 10 a 20 metros e passou a 0,6 distâncias lunares (DL) da Terra (248 mil quilômetros) às 05h51min EDT da quarta-feira.

O segundo objeto, o 2010 RF12, com dimensões estimadas em 6 a14 metros passou a bem mais perto, a 20% da distância lunar (79.000 km) às 17h12min EDT . Você pode verificar os cálculos da órbita do 2010 RF12 no banco de dados de pequenos corpos do Jet Propulsion Laboratory.

A tabela abaixo da Spaceweather.com apresenta os asteróides visitantes de 03 de setembro a 09 de dezembro de 2010. As linhas em vermelho se referem aos asteróides com distância mínima inferior a distância da Terra à Lua. As linhas em rosa exibem os asteróides com distância mínima ente 1 e 5 vezes a distância da Terra à Lua:

Asteróide	Data (UT)	Distância LD = ‘lunar distance’ 1 LD = distância Terra X Lua	Magnitude	Tamanho
2010 QG2	Set 3	4,6 LD	24	61 m
2010 RB12	Set 4	2,5 LD	27	18 m
2010 LY63	Set 7	56 LD	18	1,2 km
2010 RX30	Set 8	0,6 LD	27	16 m
2010 RF12	Set 8	0,2 LD	28	9 m
2009 SH2	Set 30	7,1 LD	25	45 m
1998 UO1	Out 1	32,1 LD	17	2,1 km
2005 GE59	Out 1	77 LD	18	1,1 km
2001 WN5	Out 10	41,8 LD	18	1,0 km
1999 VO6	Out 14	34,3 LD	17	1,8 km
1998 TU3	Out 17	69,1 LD	15	5,3 km
1998 MQ	Out 23	77,7 LD	17	1,9 km
2007 RU17	Out 29	40,6 LD	18	1,0 km
2003 UV11	Out 30	5 LD	19	595 m
3838 Epona	Nov 7	76,8 LD	16	3,4 km
2005 QY151	Nov 16	77,7 LD	18	1,3 km
2008 KT	Nov 23	5,6 LD	28	10 m
2002 EZ16	Nov 30	73,9 LD	18	1,0 km
2000 JH5	Dez 7	47 LD	17	1,5 km
2010 JL33	Dez 9	16,6 LD	18	1,3 km

Fontes

Astronomy.com: Two asteroids pass by Earth Wednesday

NASA Asteroid Watch: Two Asteroids to Pass by Earth Wednesday

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IRAS 23166+1655: Hubble revela uma notável espiral cósmica na constelação de Pegasus

A notável espiral cósmica IRAS 23166 1655 capturada pelo Hubble Crédito: ESA/NASA & R. Sahai

O Observatório Espacial Hubble pertencente à associação da NASA com a ESA (Agência Espacial Européia) continua a nos surpreender.

Desta vez a sua câmera ACS (Advanced Camera for Surveys) revelou uma das mais perfeitas formas geométricas já vistas no espaço, a incomum nebulosa pré-planetária, conhecida como IRAS 23166+1655 que reside em torno da estrela LL Pegasi (também conhecida como AFGL 3068) na direção da constelação de Pegasus.

Notável padrão geométrico

Esta magnífica imagem mostra um fino padrão espiral geométrico com uma simetria espantosa em torno da estrela mãe que permanece escondida por trás da nuvem espessa de poeira cósmica. Este padrão espiral nos sugere padrões de formação periódicos e regulares para esta nebulosa planetária. O material formador da espiral se expande a uma velocidade de cerca de 50.000 km/h (~14 km/s). Os astrônomos calculam que as conchas estejam separadas por cerca de 800 anos, quando mediram as distâncias entre as camadas, comparando com esta velocidade de dispersão.

Este padrão de espiral sugere que a LL Pegasi seja um sistema binário, onde a estrela que está perdendo material é acompanhada por outra. Estima-se que o espaço entre as camadas da espiral se associa diretamente ao período orbital da dupla de estrelas, que também foi calculado em 800 anos.

Nebulosa Planetária

A formação de nebulosas planetárias tem sido uma área intrigante da evolução estelar. Estes objetos são originados pelas estrelas agonizantes com massas que variam de aproximadamente 0,5 M☼ até 8 M☼. Estas estrelas não têm massa suficiente para explodirem como supernovas ao final de seus ciclos de vida. Ao invés de produzirem um evento cataclísmico, um fim mais brando as aguarda à medida que as suas camadas exteriores de gás são expulsas para o espaço, criando estruturas filamentares espetaculares, tão delicadas e belas que os apreciadores normalmente as associam a pinturas cósmicas. Os cálculos sugerem que IRAS 23166+1655 está apenas iniciando este processo. Acredita-se que a estrela central irá em breve emergir do casulo de poeira envolvente que a mantém escondida.

Fontes

1. Universe Today: Hubble Spies an Amazing Cosmic Spiral
2. A Binary-Induced Pinwheel Outflow from the Extreme Carbon Star, AFGL 3068
3. ESA/Hubble: An extraordinary celestial espiral

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