Resolvido o mistério da formação de estrelas magnéticas?

Esta impressão artística mostra a estrela magnética no enxame estelar jovem Westerlund 1. Este enxame contém centenas de estrelas de massa muito elevada, algumas das quais resplandecendo com o brilho equivalente a quase um milhão de sóis. Astrônomos europeus demonstraram, pela primeira vez, que está estrela magnética — um tipo invulgar de estrela de neutrões com um campo magnético extremamente poderoso — se formou, muito provavelmente, num sistema estelar binário. A descoberta da anterior companheira da estrela magnética num local diferente do enxame, ajuda a resolver o mistério de como é que uma estrela que começou por possuir uma massa tão elevada pôde dar origem a uma estrela magnética, em vez de colapsar sob a forma de um buraco negro. Crédito: ESO/L. Calçada

 As estrelas magnéticas são os estranhos restos extremamente densos que resultam de explosões de supernovas. São os objetos com o campo magnético mais poderoso que se conhecem no Universo — milhões de vezes mais potentes que os mais fortes imãs na Terra.

 Uma equipa de astrônomos, usando o Very Large Telescope (VLT) do ESO, descobriu pela primeira vez a estrela companheira de uma estrela magnética.

 Esta descoberta ajuda a explicar como é que estes objetos se formam — um debate que já dura 35 anos — e porque é que esta estrela tão particular não colapsou para formar um buraco negro, como seria de esperar.

 Quando uma estrela de massa muito elevada colapsa sob o efeito da sua própria gravidade durante a explosão de uma supernova, dá origem a uma estrela de neutrões ou a um buraco negro. As estrelas magnéticas são uma forma peculiar e muito exótica de estrela de neutrões.

 Tal como todos estes objetos estranhos, as estrelas magnéticas são muito pequenas e possuem campos magnéticos extremamente potentes. As superfícies destes objetos emitem enormes quantidades de raios gama quando sofrem um ajustamento súbito chamado “tremor de estrela”, resultado das enormes forças a que as suas crostas estão sujeitas.

Esta imagem do enxame estelar jovem Westerlund 1 foi obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. Apesar da maioria das estrelas do enxame serem supergigantes azuis quentes, na imagem aparecem avermelhadas porque estamos a observá-las através de poeira e gás interestelar. Astrônomos europeus demonstraram, pela primeira vez, que está estrela magnética — um tipo invulgar de estrela de neutrões com um campo magnético extremamente poderoso — se formou, muito provavelmente, num sistema estelar binário. A descoberta da anterior companheira (Westerlund 1-5) da estrela magnética num local diferente do enxame, ajuda a resolver o mistério de como é que uma estrela que começou por possuir uma massa tão elevada pôde dar origem a uma estrela magnética, em vez de colapsar sob a forma de um buraco negro. Crédito: ESO

 O enxame estelar Westerlund 1, situado a 16,000 anos-luz de distância na constelação austral do Altar, acolhe uma das duas dúzias de estrelas magnéticas conhecidas na Via Láctea. É a chamada CXOU J16470.2-455216, que muito tem intrigado os astrônomos.

 “O nosso trabalho anterior mostrou que a estrela magnética no enxame Westerlund 1 deve ter nascido de uma explosão de uma estrela moribunda com cerca de 40 vezes a massa do Sol, o que em si mesmo constitui um problema, já que se pensa que estrelas com estes valores de massa colapsem para dar origem a buracos negros e não a estrelas de neutrões”.

 “Na altura não percebemos como é que este objeto poderia ter originado uma estrela magnética”, diz Simon Clark, autor principal do artigo que descreve estes resultados.

Esta imagem do enxame estelar jovem Westerlund 1 foi obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. Apesar da maioria das estrelas do enxame serem supergigantes quentes azuis, na imagem aparecem avermelhadas uma vez que as estamos a observar através de poeira e gás interestelar. Crédito: ESO

 Os astrônomos propuseram uma solução para este mistério, sugerindo que a estrela magnética se teria formada a partir das interações entre duas estrelas de elevada massa que orbitariam em torno uma da outra num sistema binário tão compacto que caberia no interior da órbita da Terra em torno do Sol.

 No entanto, até agora não tinha sido detectada nenhuma estrela companheira na posição da estrela magnética de Westerlund 1. Por isso, os astrônomos utilizaram o VLT para a procurarem noutras regiões deste enxame.

 Fizeram uma busca de estrelas fugidias — objetos que escapam do enxame com velocidades muito elevadas — que poderiam ter sido ejetadas para fora da sua órbita pela explosão de supernova que deu origem à estrela magnética. Uma estrela, chamada Westerlund 1-5, parece corresponder aos critérios de busca dos astrônomos.

“Esta estrela não só possui um movimento consistente com o fato de ter recebido um ‘pontapé’ da supernova mas é também demasiado brilhante para ter nascido como estrela isolada”.

“Mais ainda, possui uma composição rica em carbono altamente invulgar, impossível de obter numa estrela única — uma pista importante que nos mostra que se deve ter formado originalmente com uma companheira num binário de estrelas”, acrescenta Ben Ritchie (Open University), um dos autores do novo artigo científico.

Esta imagem de grande angular, criada a partir de dados do Digitized Sky Survey 2, está centrada no enxame estelar Westerlund 1 situado na constelação do Altar. O enxame, que nos aparece como um nó denso alaranjado no centro da imagem, é muito jovem e contém estrelas azuis de elevada massa, quentes e extremamente brilhantes. Apesar disso, a radiação emitida por estas estrelas é muito atenuada, tornando-se vermelha, devido a uma nuvem densa de poeira que se situa entre o enxame e a Terra. Esta região da Via Láctea é muito rica e podemos ver na imagem um grande número de estrelas, assim como muitas nuvens de poeira. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2 Acknowledgment: Davide De Martin

 Esta descoberta permitiu aos astrônomos reconstruir a história da vida estelar que deu origem à formação da estrela magnética, em vez do esperado buraco negro.

 Na primeira fase deste processo, a estrela de maior massa do par começa a ficar sem combustível, transferindo as suas camadas mais exteriores para a companheira de menor massa — que está destinada a tornar-se uma estrela magnética — e fazendo com que esta rode cada vez mais depressa.

 Esta rotação rápida parece ser o ingrediente essencial na formação do campo magnético muito intenso da estrela magnética. Numa segunda fase, e como resultado desta transferência de matéria, a companheira fica com tanta massa que, por sua vez, descarta uma enorme quantidade desta matéria recém adquirida.

 A maior parte dessa massa perde-se no espaço mas uma pequena quantidade volta à estrela original que vemos ainda hoje a brilhar, a Westerlund 1-5.

 “É este processo de troca de material que conferiu à Westerlund 1-5 uma assinatura química tão invulgar e permitiu que a massa da sua companheira diminuísse para níveis suficientemente baixos, dando assim origem a uma estrela magnética em vez de um buraco negro — um jogo da ‘batata quente’ estelar com consequências cósmicas!” conclui o membro da equipa Francisco Najarro (Centro de Astrobiologia, Espanha). 

Neste vídeo voamos através do jovem enxame estelar Westerlund 1, aproximando-nos da estranha estrela magnética que se situa no seu interior. Este enxame estelar contém centenas de estrelas de massa muito elevada, algumas das quais resplandecendo com o brilho equivalente a quase um milhão de sóis. Astrônomos europeus demonstraram, pela primeira vez, que está estrela magnética — um tipo invulgar de estrela de neutrões com um campo magnético extremamente poderoso — se formou a partir de uma estrela com pelo menos 40 vezes a massa do Sol. Crédito: ESO/L. Calçada

 Assim, o fato de uma estrela pertencer a um binário parece ser um ingrediente essencial na confecção de uma estrela magnética.

 A rotação rápida criada pela transferência de matéria entre as duas estrelas é necessária para dar origem ao campo magnético extremamente intenso e uma segunda fase de transferência de material faz com que a estrela destinada a tornar-se uma estrela magnética “emagreça” o suficiente para não colapsar sob a forma de buraco negro no momento da sua morte.

 O enxame aberto Westerlund 1 foi descoberto na Austrália em 1961 pelo astrônomo sueco Bengt Westerlund, que mais tarde se mudou para o Chile para assumir o cargo de Diretor do ESO entre 1970 e 1974. Este enxame encontra-se por detrás de uma enorme nuvem de gás e poeira, que bloqueia a maioria da radiação visível emitida.

 O fator de escurecimento é mais de 100,000, tendo sido esta a razão pela qual se demorou tanto tempo a descobrir a verdadeira natureza deste enxame tão peculiar. O Westerlund 1 é um autêntico laboratório natural para o estudo da física estelar extrema, ajudando os astrônomos a descobrir como é que as estrelas de maior massa da Via Láctea vivem e morrem.

 A partir de observações, os astrônomos concluíram que este enxame contém, muito provavelmente, não menos de 100,000 vezes a massa do Sol, e que todas as suas estrelas se situam numa região com uma dimensão inferior a 6 anos-luz.

 O Westerlund 1 parece assim ser o enxame jovem de maior massa mais compacto identificado até agora na Via Láctea. Todas as estrelas deste enxame que até agora foram analisadas têm massas de, pelo menos, 30 a 40 vezes a massa do Sol.

 Uma vez que tais estrelas têm vidas relativamente curtas — em termos astronômicos — conclui-se que o Westerlund 1 deve ser muito jovem, com uma idade determinada pelos astrônomos entre 3,5 e 5 milhões de anos, o que o torna claramente um enxame recém nascido na nossa galáxia.

 A designação completa desta estrela é CI* Westerlund 1 W 5. À medida que as estrelas envelhecem, as reações nucleares que ocorrem no seu interior modificam a sua composição química — os elementos que alimentam as reações gastam-se, enquanto que os produtos das reações se vão acumulando.

 Esta impressão digital química é inicialmente rica em hidrogênio e azoto e pobre em carbono. É apenas numa idade muito mais avançada das estrelas que a concentração de carbono aumenta, altura em que o hidrogênio e o azoto já estão severamente reduzidos.

 Pensa-se que é impossível que uma estrela isolada seja simultaneamente rica em hidrogênio, azoto e carbono, como é o caso da Wd 1-5.

Artigo científico:

 A equipa é composta por Simon Clark e Ben Ritchie (The Open University, RU), F. Najarro (Centro de Astrobiologia, Espanha), Norbert Langer (Universität Bonn, Alemanha, e Universiteit Utrecht, Holanda) e Ignacio Negueruela (Universidad de Alicante, Espanha).

 Os astrônomos utilizaram o instrumento FLAMES montado no Very Large Telescope do ESO no Paranal, Chile, para estudarem as estrelas no enxame Westerlund 1.

 O ESO é a mais importante organização europeia intergovernamental para a pesquisa em astronomia e é o observatório astronômico mais produtivo do mundo. O ESO é financiado por 15 países: Alemanha, Áustria, Bélgica, Brasil, Dinamarca, Espanha, Finlândia, França, Holanda, Itália, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suécia e Suíça.

 O ESO destaca-se por levar a cabo um programa de trabalhos ambicioso, focado na concepção, construção e funcionamento de observatórios astronômicos terrestres de ponta, que possibilitam aos astrônomos importantes descobertas científicas. O ESO também tem um papel importante na promoção e organização de cooperação nas pesquisas astronômicas.

 O ESO mantém em funcionamento três observatórios de ponta, no Chile: La Silla, Paranal e Chajnantor. No Paranal, o ESO opera o Very Large Telescope, o observatório astronômico óptico mais avançado do mundo e dois telescópios de rastreio.

 O VISTA, o maior telescópio de rastreio do mundo que trabalha no infravermelho e o VLT Survey Telescope, o maior telescópio concebido exclusivamente para mapear os céus no visível. O ESO é o parceiro europeu do revolucionário telescópio ALMA, o maior projeto astronômico que existe atualmente.

 O ESO está planejando o European Extremely Large Telescope, E-ELT, um telescópio de 39 metros que observará na banda do visível e infravermelho próximo. O E-ELT será “o maior olho do mundo virado para o céu”.

‣ Fonte: ESO

Dentro da Nebulosa da Chama

Créditos da imagem: Em raios-X: NASA/CXC/PSU/K.Getman, E.Feigelson, M.Kuhn e a equipe Mystix & em infravermelho: NASA/JPL-Caltech

 Estrelas nascem muitas vezes em grupos e em nuvens gigantes de gás e poeira. Os astrônomos estudaram dois aglomerados de estrelas usando o Observatório de Raios-X Chandra da NASA e outros telescópios infravermelhos, e os resultados mostram que as ideias mais simples para o nascimento destes aglomerados não funcionam como descrito no último comunicado à imprensa.

 Esta imagem composta mostra um desses aglomerados, a NGC 2024, que se encontra no centro da Nebulosa da Chama, a cerca de 1,400 anos-luz da Terra. Nesta imagem, os raios-X capturados por Chandra são vistos na cor roxa, enquanto os dados em infravermelho capturados pelo Telescópio Espacial Spitzer também da NASA são representados nas cores vermelha, verde e azul.

 Um estudo de NGC 2024 e da Nebulosa de Órion, outra região onde muitas estrelas estão se formando, sugerem que as estrelas na periferia destes aglomerados são mais velhas do que as da região central. Isso é diferente do que a ideia mais simples de formação estelar prediz, onde nascem as estrelas pela primeira vez no centro de uma nuvem em colapso de gás e poeira quando a densidade é grande o suficiente.

 Uma equipe de pesquisas desenvolveu um processo de duas etapas para fazer essa descoberta. Primeiro, eles utilizaram os dados do Telescópio Chandra sobre o brilho das estrelas em raios-X para determinar suas massas.

 Em seguida, eles descobriram o quão brilhante estas estrelas estavam em luz infravermelha usando dados do Spitzer, do Telescópio 2MASS e do Telescópio Infravermelho do Reino Unido. Combinando estas informações com modelos teóricos, as idades das estrelas ao longo dos dois aglomerados puderam ser estimadas.

 De acordo com os novos resultados, as estrelas no centro da NGC 2024 possuem cerca de 200.000 anos, enquanto aquelas na periferia têm cerca de 1,5 milhões de anos de idade. Em Órion, a extensão de idade passou de 1.200 anos no meio do aglomerado, e de quase 2 milhões de anos para as estrelas em direção às bordas.

 As explicações para as novas descobertas podem ser agrupadas em três categorias gerais. A primeira, é que a formação de estrelas continua a ocorrer nas regiões interiores. Isso pode ter acontecido porque o gás nas regiões externas de uma nuvem de formação estelar é mais fino e mais difuso do que nas regiões interiores.

 Ao longo do tempo, se a densidade for inferior a um valor limiar, onde já não pode entrar em colapso para formar estrelas, a formação estelar cessará nas regiões exteriores, visto que as estrelas continuarão a se formar nas regiões do interior, o que conduzirá a uma concentração de estrelas jovens por lá.

 Outra sugestão é que as estrelas velhas tiveram mais tempo para afastar-se do centro do aglomerado, ou foram chutadas para fora por interações com outras estrelas.

 Por último, as observações poderiam explicar se as estrelas jovens são formadas em filamentos maciços de gás que caem em direção ao centro do aglomerado. A combinação dos dados de raios-X do Chandra e de dados em infravermelho é muito poderosa para o estudo de populações de estrelas jovens dessa forma.

 Com telescópios que detectam a luz visível, muitas estrelas são obscurecidas por poeira e gás nessas regiões de formação estelar, como mostra esta imagem óptica da região.

 Marshall Space Flight Center da NASA, em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Diretoria de Missões Científicas da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e de voo do Chandra.

‣ Fonte (em inglês): NASA
-Colaboração: Ivan Lopes

Assista ao vivo a Terra vista a partir do espaço

 Que tal reservar alguns instantes do seu dia para dar uma volta ao mundo a bordo da Estação Espacial Internacional? Com quatro câmeras HD instaladas na parte externa do laboratório espacial, a NASA disponibilizou a transmissão em tempo real das imagens do planeta Terra por meio da plataforma Ustream.

 Agora, o planeta Terra é transmitido ao vivo, direto do espaço, 24 horas por dia e 7 dias por semana. O novo experimento, chamado de High Definition Earth Viewing (HDEV), foi lançado no dia 18 de abril de 2014 no compartimento de carga da sonda Dragon da SpaceX e ajustado do lado de fora da Estação Espacial Internacional (ISS, na sigla em inglês).

 O conjunto de quatro câmeras de vídeo HD está operacional, depois de ter sido instalado no External Payload Facility do módulo da ESA Columbus. O “reality show” científico, iniciado no dia 1º de maio, faz parte de um estudo que pretende analisar como a radiação solar afeta o funcionamento dos equipamentos no espaço.

 Para isso, as câmeras foram protegidas por um compartimento preenchido com nitrogênio seco e com temperatura controlada contra o ambiente hostil do espaço. Estudantes do ensino médio dos Estados Unidos ajudaram a desenvolver o design de alguns dos componentes da câmera, uma parceria idealizada pela NASA para estimular o interesse dos jovens pela ciência e tecnologia.

 As imagens captadas pelas câmeras são enviadas de volta para a base da NASA e reformatadas, possibilitando a transmissão por streaming. O passeio espacial rende belas imagens — como a Estação Espacial Internacional completa sua órbita pela Terra em 90 minutos, é possível acompanhar um “nascer do Sol” ou “pôr-do-Sol” a cada 45 minutos.

 A tela aparecerá preta quando a ISS estiver orbitando a parte noturna da Terra. Também existirão momentos do dia em que a câmera estará fora do ar e será necessário esperar um pouco para obter o sinal e a imagem. Isso acontece devido a alguns ajustes que serão feitos.

 Mas mesmo com esses pequenos problemas ter uma imagem ao vivo da Terra em alta definição é algo espetacular, ainda mais porque tudo isso faz parte de um projeto de estudantes. (Salve o link nos seus favoritos, acompanhe a posição da ISS: http://iss.astroviewer.net).

Acompanhe ao vivo a chuva de meteoros Eta Aquarídeos

 Os meteoros Eta Aquarídeos produz normalmente cerca de 30 meteoros por hora em seu pico. A chuva de meteoros atinge o auge em 06 de maio, embora alguns meteoros podem ser visíveis a partir de 19 de abril até 28 de maio.

 Procure por meteoros que irradiam da constelação de Aquarius, o melhor horário será a partir das 4 horas (horário de Brasília). Encontre um local escuro, longe das luzes da cidade.

 A Slooh irá transmitir a cobertura ao vivo da chuva começará ás 22 horas. O fluxo de imagem ao vivo a partir de Nova Iorque será acompanhado pelo especialista em áudio da Slooh e o astrônomo Bob Berman.

Medida pela primeira vez a duração de um dia num exoplaneta

Esta impressão artística mostra o planeta a orbitar a jovem estrela Beta Pictoris. Este exoplaneta é o primeiro para o qual se mediu a taxa de rotação. O seu dia de oito horas corresponde a uma velocidade de rotação equatorial de 100.000 quilômetros por hora – muito mais rápido do que qualquer planeta do Sistema Solar. Crédito: ESO L. Calçada/N. Risinger (skysurvey.org)

 Com o auxílio de observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO conseguiu-se, pela primeira vez, determinar a taxa de rotação de um exoplaneta.

 Descobriu-se que Beta Pictoris b tem um dia que dura apenas 8 horas, um valor muito menor do que o observado em qualquer planeta no Sistema Solar – o equador do exoplaneta desloca-se a quase 100.000 quilômetros por hora.

 Este novo resultado permite estender aos exoplanetas a relação entre massa e rotação observada no Sistema Solar. Técnicas semelhantes permitirão aos astrônomos mapear exoplanetas com detalhes, no futuro, utilizando o European Extremely Large Telescope (E-ELT).

 O exoplaneta Beta Pictoris b orbita a estrela visível a olho nu Beta Pictoris, que se situa a cerca de 63 anos-luz de distância da Terra na constelação austral do Pintor. Este planeta foi descoberto há quase seis anos, tendo sido um dos primeiros exoplanetas para o qual se conseguiu obter uma imagem direta.

 Este objeto orbita a sua estrela a uma distância que é de apenas oito vezes a distância Terra-Sol – o que faz com que seja o exoplaneta mais próximo da sua estrela para o qual se obteve uma imagem direta.

Este gráfico mostra as velocidades de rotação de vários planetas do Sistema Solar e do planeta Beta Pictoris b. Crédito: ESO/I. Snellen (Leiden University)

 Com o auxílio do instrumento CRIRES montado no VLT, uma equipe de astrônomos holandeses da Universidade de Leiden e do Instituto Holandês de Investigação Espacial (SRON, acrônimo do holandês) descobriram que a velocidade de rotação equatorial do exoplaneta Beta Pictoris b é quase 100.000 quilômetros por hora.

 Comparativamente, o equador de Júpiter tem uma velocidade de cerca de 47.000 quilômetros por hora, enquanto o da Terra viaja a apenas 1700 quilômetros por hora. Beta Pictoris b é mais de 16 vezes maior que a Terra e possui 3,000 vezes mais massa que o nosso planeta, no entanto um dia neste exoplaneta dura apenas 8 horas.

 “Não sabemos por que é que alguns planetas giram mais depressa que outros”, diz o co-autor deste trabalho Remco de Kok.

 “Mas esta primeira medição da rotação de um exoplaneta mostra que a tendência observada no Sistema Solar de que os planetas de maior massa giram mais depressa, pode aplicar-se de igual modo aos exoplanetas, o que nos leva a pensar que este efeito deve ser alguma consequência universal do modo como os planetas se formam”.

A posição da estrela Beta Pictoris está assinalada com um círculo vermelho neste mapa da constelação do Pintor. Tal como indicado pelo seu nome, esta é a segunda estrela mais brilhante na constelação. Juntamente com a maioria das estrelas assinaladas neste mapa, Beta Pictoris pode ser vista a olho nu num céu escuro. Crédito: ESO, IAU and Sky & Telescope

 Beta Pictoris b é um planeta muito jovem, com cerca de 20 milhões de anos (comparativamente, a Terra tem 4,5 bilhões de anos de idade). Com o passar do tempo, espera-se que o exoplaneta arrefeça e encolha o que fará com que gire ainda mais depressa.

 Por outro lado, outros tipos de processos podem influenciar a variação da rotação de um planeta. Por exemplo, a rotação da Terra está diminuindo com o tempo, em consequência das interações de maré com a nossa Lua.

 Os astrônomos usaram uma técnica muito precisa chamada espectroscopia de alta dispersão para separar a luz nas suas cores constituintes – diferentes comprimentos de onda no espectro.

 O princípio do efeito Doppler (ou desvio de Doppler) permitiu que a equipe utilizasse a variação em comprimento de onda para detectar que as diferentes partes do planeta estavam se movendo a velocidades diferentes e em direções opostas relativamente ao observador.

 Retirando cuidadosamente os efeitos da estrela progenitora, muito mais brilhante, conseguiram extrair o sinal correspondente à rotação do planeta.

Com apenas 12 milhões de anos de idade, ou menos de três milionésimos da idade do Sol, Beta Pictoris tem 75% mais massa que a nossa estrela progenitora. Situa-se a cerca de 60 anos-luz de distância na direção da constelação do Pintor e é um dos melhores exemplos de uma estrela rodeada por um disco de poeira. Observações anteriores mostraram uma deformação no disco, um disco secundário inclinado e cometas a cair na estrela, tudo isto sinais indiretos, mas que sugerem fortemente a presença de um planeta de grande massa. Observações obtidas com o instrumento NACO, montado no Very Large Telescope do ESO, em 2003, 2008 e 2009, mostraram a presença de um planeta em torno de Beta Pictoris, situado a uma distância entre 8 a 15 vezes a distância entre a Terra e o Sol – as chamadas Unidades Astronômicas (UA) – o que corresponde a aproximadamente a distância de Saturno ao Sol. O planeta tem uma massa de cerca de nove vezes a massa de Júpiter, possuindo a massa e localização certas para explicar a deformação das partes internas do disco. Esta imagem foi criada a partir de dados do Digitized Sky Survey 2 e mostra uma região de aproximadamente 1,7 por 2,3 graus em torno de Beta Pictoris. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2

 “Medimos os comprimentos de onda da radiação emitida pelo planeta com uma precisão de um sobre cem mil, o que faz com que as medições sejam sensível aos efeitos Doppler que nos revelam a velocidade dos objetos emissores”, diz o autor principal Ignas Snellen.

 “Usando esta técnica descobrimos que as diferentes partes da superfície do planeta se deslocam na nossa direção ou na direção oposta a velocidades diferentes, o que só pode significar que o planeta roda em torno do seu eixo”.

 Esta técnica está relacionada com a técnica de obtenção de imagens Doppler, usada já há várias décadas para mapear a superfície das estrelas e, recentemente, a de uma anã marrom – Luhman 16B.

 A rápida rotação de Beta Pictoris b significa que no futuro será possível fazer um mapa global do planeta, mostrando possíveis padrões de nuvens e tempestades.

 “Esta técnica pode ser utilizada numa amostra muito maior de exoplanetas com a excelente resolução e sensibilidade que terá o E-ELT e um espectrógrafo de imagem de alta dispersão”.

 “Com o instrumento METIS (Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph) que está sendo planejado, seremos capazes de fazer mapas globais de exoplanetas e caracterizar planetas muito menores do que Beta Pictoris b”, diz o Investigador Principal do METIS e co-autor do novo artigo científico que descreve estes resultados, Bernhard Brandl.

 Beta Pictoris tem muitos outros nomes, por exemplo, HD 39060, SAO 234134 e HIP 27321. Beta Pictoris é um dos melhores exemplos de uma estrela rodeada por um disco de restos de matéria e poeira. Sabe-se que este disco tem uma extensão de cerca de 1,000 vezes a distância entre a Terra e o Sol.

 As observações usam a técnica de óptica adaptativa, que compensa os efeitos de turbulência da atmosfera terrestre. Este efeito faz com que as imagens obtidas, mesmo nos melhores locais de observação da Terra, fiquem distorcidas.

Esta sequência começa com uma vista alargada do céu austral, aproximando-se da estrela brilhante Beta Pictoris na constelação do Pintor. Esta estrela jovem encontra-se rodeada por um disco de poeira e tem também na sua órbita um planeta grande, que é o primeiro exoplaneta para o qual se mediu a rotação. A sua velocidade de rotação equatorial é de quase 100.000 quilômetros por hora – muito mais rápido do que qualquer planeta do Sistema Solar. Crédito: ESO/Digitized Sky Survey 2/Nick Risinger (skysurvey.org)/L. Calçada. Music: movetwo

 Esta técnica permite obter imagens extremamente nítidas, quase tão boas como as que se obtêm no espaço. Uma vez que Júpiter não tem uma superfície sólida a partir da qual se possa determinar a taxa de rotação do planeta, tomamos a velocidade de rotação da sua atmosfera equatorial, que é 47.000 quilômetros por hora.

 A velocidade de rotação da Terra no equador é de 1674,4 quilômetros por hora. Medições anteriores sugeriam que o sistema era mais novo. Este fato é uma consequência direta da conservação do momento angular e trata-se do mesmo fenômeno que faz com que uma patinadora artística no gelo gire mais depressa sobre si mesma quando junta os braços ao corpo.

 As anãs marrons são muitas vezes chamadas “estrelas fracassadas” uma vez que, ao contrário de estrelas como o Sol, nunca conseguem torna-se suficientemente quentes para darem início a reações de fusão nuclear.

 Este trabalho foi descrito no artigo científico “Fast spin of a young extrasolar planet”, de I. Snellen et al., que será publicado na revista Nature em 1 de maio de 2014, e pode ser visualizado logo abaixo.

 A equipe é composta por Ignas A. G. Snellen (Obervatório de Leiden, Universidade de Leiden, Leiden, Holanda), Remco J. de Kok (SRON Instituto Holandês de Investigação Espacial, Utrecht, Holanda), Ernst J. W. de Mooij (Observatório de Leiden) e Simon Albrecht (Department of Physics e Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology, EUA; Observatório de Leiden).

 O ESO é a mais importante organização europeia intergovernamental para a pesquisa em astronomia e é o observatório astronômico mais produtivo do mundo. O ESO é financiado por 15 países: Alemanha, Áustria, Bélgica, Brasil, Dinamarca, Espanha, Finlândia, França, Holanda, Itália, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suécia e Suíça.

 O ESO destaca-se por levar a cabo um programa de trabalhos ambicioso, focado na concepção, construção e funcionamento de observatórios astronômicos terrestres de ponta, que possibilitam aos astrônomos importantes descobertas científicas. O ESO também tem um papel importante na promoção e organização de cooperação nas pesquisas astronômicas.

 O ESO mantém em funcionamento três observatórios de ponta, no Chile: La Silla, Paranal e Chajnantor. No Paranal, o ESO opera o Very Large Telescope, o observatório astronômico óptico mais avançado do mundo e dois telescópios de rastreio.

 O VISTA, o maior telescópio de rastreio do mundo que trabalha no infravermelho e o VLT Survey Telescope, o maior telescópio concebido exclusivamente para mapear os céus no visível. O ESO é o parceiro europeu do revolucionário telescópio ALMA, o maior projeto astronômico que existe atualmente.

 O ESO está planejando o European Extremely Large Telescope, E-ELT, um telescópio de 39 metros que observará na banda do visível e infravermelho próximo. O E-ELT será “o maior olho do mundo virado para o céu”.

‣ Fonte: ESO

Acompanhe ao vivo o eclipse solar anelar a partir da Austrália

 A sombra da Lua nova tocará brevemente o planeta Terra, por ser num local longínquo (não visível no Brasil).

 Ainda assim, se você vive no continente Antártico dentro de poucas centenas de quilômetros da latitude sul de 79 graus 38.7 minutos, e da longitude leste de 131 graus 15.6 minutos, você poderá ver um eclipse anelar solar com o Sol logo acima do horizonte.

 Pelo fato da Lua estar se aproximando do apogeu, o ponto mais distante na sua órbita elíptica, seu tamanho aparente não será grande o suficiente para cobrir completamente o disco solar. Um raro, eclipse fora do centro, à fase anelar durará no máximo 49 segundos. Nesse ponto auge o Sol aparecerá como um anel de fogo.

 Por outro lado, um eclipse parcial do Sol com a Lua cobrindo no mínimo alguma parte do Sol será visto numa região bem mais ampla no hemisfério sul, incluindo parte da Austrália á tarde.

 A Slooh irá transmitir as fases parciais do eclipse solar anelar a partir da Austrália (se o clima no local estiver favorável). Cobertura começará nesta madrugada, 29 de abril a partir das 3 horas (horário de Brasília). O fluxo de imagens ao vivo será acompanhado por debates (em inglês) liderados pelo anfitrião da Slooh Geoff Fox e diretor do Observatório Paul Cox.

 A Slooh também irá contar com o especialista convidado Dr. Lucie Green, um colaborador da BBC e pesquisador solar no Mullard Space Science Laboratory.