Estrela sobrevive ao aproximar de buraco negro gigante

Os astrônomos podem ter descoberto um novo tipo de história de sobrevivência: uma estrela que teve um encontro próximo com um buraco negro gigante e sobreviveu para contar a narrativa através de emissões de raios X.

© NASA/M. Weiss (ilustração do buraco negro e da anã branca)

Dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do XMM-Newton da ESA descobriram a história que começou com uma gigante vermelha que passou demasiado perto de um buraco negro supermassivo numa galáxia a cerca de 250 milhões de anos-luz da Terra. O buraco negro, localizado numa galáxia chamada GSN 069, tem uma massa de cerca de 400.000 vezes a do Sol, colocando-o na extremidade inferior da gama dos buracos negros supermassivos.

Assim que a gigante vermelha foi capturada pela gravidade do buraco negro, as camadas externas da estrela contendo hidrogênio foram arrancadas e levadas para o buraco negro, deixando o núcleo da estrela - conhecido como anã branca - para trás.

"Na minha interpretação dos dados de raios X, a anã branca sobreviveu, mas não escapou," disse Andrew King, da Universidade de Leicester, Reino Unido, que realizou este estudo. "Agora está presa numa órbita elíptica em torno do buraco negro, completando uma viagem aproximadamente a cada nove horas."

À medida que a anã branca faz quase três órbitas por cada dia terrestre, o buraco negro retira material na sua maior aproximação (a não mais do que 15 vezes o raio do horizonte de eventos do buraco negro). O detrito estelar entra num disco em torno do buraco negro e libera um surto de raios X que o Chandra e o XMM-Newton podem detectar. Além disso, é previsto que ondas gravitacionais serão emitidas pelo par constituído pelo buraco negro e pela anã branca, especialmente no seu ponto mais próximo.

Qual será o futuro da estrela e da sua órbita? O efeito combinado das ondas gravitacionais e uma mudança no tamanho da estrela à medida que perde massa deverá fazer com que a órbita se torne mais circular e cresça em tamanho. O ritmo de perda de massa diminui constantemente, assim como a distância da anã branca ao buraco negro aumenta.

"Vai esforçar-se para fugir, mas não há escapatória. O buraco negro vai devorar a anã branca cada vez mais lentamente, mas nunca parará," disse King. "Em princípio, esta perda de massa vai continuar até e mesmo depois da anã branca desvanecer até à massa de Júpiter, daqui a um trilhão de anos. Esta seria uma maneira notavelmente lenta e complicada do Universo formar um planeta!"

Os astrônomos encontraram muitas estrelas que foram completamente destruídas por encontros com buracos negros através dos eventos de perturbação de maré, mas há muito poucos casos relatados desta maneira, onde a estrela provavelmente sobreviveu.

Encontros próximos como este devem ser mais comuns do que colisões diretas, dadas as estatísticas dos padrões de tráfego cósmico, mas podem ser facilmente não observados por várias razões. Primeiro, uma estrela sobrevivente mais massiva pode demorar demasiado tempo a concluir uma órbita em torno do buraco negro para se observar surtos repetidos. Outra questão é que os buracos negros supermassivos que são muito mais massivos do que o situado na galáxia GSN 069 podem engolir diretamente uma estrela, em vez desta cair para órbitas onde perde massa periodicamente.

A anã branca tem uma massa de apenas dois-décimos da massa do Sol. Se a anã branca era o núcleo da gigante vermelha que foi completamente despojada do seu hidrogênio, deverá ser rica em hélio. O hélio teria sido criado pela fusão de átomos de hidrogênio durante a evolução da gigante vermelha.

Dado que a anã branca está tão perto do buraco negro, os efeitos da Teoria da Relatividade Geral significam que a direção do eixo da órbita deve apresentar precessão. Esta oscilação deve repetir-se a cada dois dias e pode ser detectável com observações suficientemente longas.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Superfície de Betelgeuse está diminuindo de brilho

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos captaram a diminuição de brilho de Betelgeuse, uma estrela supergigante vermelha localizada na constelação de Órion.

© ESO/VLT (queda de brilho Betelgeuse)

A imagem acima mostra a estrela Betelgeuse antes e depois da diminuição de brilho, respectivamente, em Janeiro de 2019 e Dezembro de 2019.

As novas imagens da superfície da estrela mostram não apenas a supergigante vermelha diminuindo seu brilho mas também a variação da sua forma aparente.

Betelgeuse tem sido um farol no céu noturno para os observadores estelares, no entanto durante o último ano temos assistido a uma diminuição do seu brilho. Neste momento Betelgeuse apresenta cerca de 36% do seu brilho normal, uma variação considerável, visível até a olho nu. Entusiastas da astronomia e cientistas esperavam descobrir o porquê desta diminuição de brilho sem precedentes. 

Uma equipe liderada por Miguel Montargès, astrônomo na KU Leuven, Bélgica, observa a estrela com o VLT desde dezembro, com o objetivo de entender por que é que ela está se tornando mais fraca. Entre as primeiras observações da campanha está uma imagem da superfície de Betelgeuse, obtida no final do ano passado com o instrumento SPHERE. 

A equipe também observou a estrela com o SPHERE em janeiro de 2019, antes da diminuição do seu brilho, nos dando assim uma imagem do antes e do depois de Betelgeuse. Obtidas no óptico, as imagens destacam as mudanças que ocorreram na estrela, tanto em brilho como em forma aparente. 

Muitos entusiastas da astronomia se perguntam se esta diminuição de brilho da Betelgeuse significa que a estrela está prestes a explodir. 

Tal como todas as supergigantes, um dia Betelgeuse se transformará numa supernova, no entanto os astrônomos não pensam que isso esteja acontecendo agora. Existem outras hipóteses para explicar o que exatamente está causando as variações em forma e brilho observadas nas imagens SPHERE. 

“Os dois cenários em que estamos trabalhando são o resfriamento da superfície devido a atividade estelar excepcional ou ejeção de poeira na nossa direção,” explica Montargès. “Claro que o nosso conhecimento de supergigantes vermelhas é ainda incompleto e este é um trabalho em curso, por isso podemos ainda ter algumas surpresas.” 

A superfície irregular de Betelgeuse é composta por células convectivas gigantes que se movem, diminuem e aumentam de tamanho. A estrela apresenta também pulsações, tal como o bater de um coração, variando em brilho periodicamente. Estas alterações de convecção e pulsação em Betelgeuse são chamadas de atividade estelar.

Montargès e a sua equipe usaram o VLT instalado no Cerro Paranal, no Chile, para estudar a estrela, que fica a mais de 700 anos-luz de distância da Terra, e tentar encontrar pistas que apontem para o porquê da diminuição do seu brilho. 

“O Observatório do Paranal do ESO é uma das poucas instalações capazes de obter imagens da superfície de Betelgeuse,” diz Montargès. Os instrumentos montados no VLT permitem efetuar observações  desde o visível ao infravermelho médio, o que significa que os astrônomos podem observar tanto a superfície da estrela como o material que a circunda. “Esta é a única maneira de compreendermos o que está acontecendo nesta estrela.” 

Outra nova imagem, obtida com o instrumento VISIR montado no VLT, mostra a radiação infravermelha emitida pela poeira que circundava a Betelgeuse em dezembro de 2019. Estas observações foram realizadas por uma equipe liderada por Pierre Kervella do Observatório de Paris, França, que explicou que o comprimento de onda captado nesta imagem é semelhante ao detectado por câmaras que detectam calor. As nuvens de poeira, que se assemelham a chamas na imagem VISIR, se formam quando a estrela lança a sua matéria para o espaço. 

A frase “somos todos feitos de poeira estelar” é algo que ouvimos muito na astronomia popular, mas de onde é que exatamente vem esta poeira? Ao longo das suas vidas, as supergigantes vermelhas, como a Betelgeuse, criam e ejetam enormes quantidades de material ainda antes de explodirem sob a forma de supernovas. A tecnologia moderna nos permite estudar estes objetos, situados a centenas de anos-luz de distância de nós, com um detalhe sem precedentes, nos dando a oportunidade de desvendar o mistério que dá origem a esta perda de massa. 

Fonte: ESO

O confronto de duas estrelas

Os astrônomos descobriram uma peculiar nuvem de gás que resultou do confronto entre duas estrelas. Uma das estrelas cresceu tanto que engoliu a outra que, por sua vez, espiralou em direção à sua companheira levando-a a liberar as suas camadas mais exteriores.

© ESO/ALMA (sistema estelar duplo HD101584)

As estrelas modificam-se com a idade, acabando por morrer. No caso do Sol e de outras estrelas como a nossa, esta modificação passa por uma fase em que, depois de queimar todo o hidrogênio em seu núcleo, ela se transforma em uma grande e brilhante estrela gigante vermelha. Eventualmente, a estrela moribunda perde as suas camadas externas, deixando para trás seu núcleo quente e denso ao qual chamamos anã branca.

“O sistema estelar HD101584 é especial no sentido em que o seu ‘processo de morte' terminou prematuramente de forma dramática quando uma companheira de pequena massa bastante próxima se viu engolida pela gigante vermelha,” explica Hans Olofsson da Universidade de Tecnologia Chalmers, na Suécia, que liderou um estudo recente sobre este objeto intrigante.

Graças às novas observações obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e complementadas com dados do APEX (Atacama Pathfinder EXperiment), operado pelo ESO, Olofsson e a sua equipe sabem agora que o que aconteceu ao sistema estelar duplo HD101584 foi semelhante a uma luta estelar. Quando a estrela principal se transformou em uma gigante vermelha, cresceu tanto que acabou por engolir a sua parceira de menor massa. Como resultado, a estrela menor espiralou em direção ao núcleo da gigante, mas não colidiu com ele. Em vez disso, essa manobra desencadeou uma explosão na estrela maior, deixando as suas camadas de gás espalhadas e o seu núcleo exposto.

A equipe diz que a estrutura complexa do gás observada na nebulosa HD101584 se deve a uma estrela pequena espiralando em direção à gigante vermelha, assim como aos jatos que se formaram no processo. Tal como um golpe mortal desferido às camadas de gás já vencidas, estes jatos foram lançados através do material ejetado anteriormente, dando origem aos anéis de gás e às brilhantes bolhas azuladas e avermelhadas que vemos na nebulosa.

Esta colisão possibilita uma compreensão melhor da evolução final de estrelas como o Sol. “Atualmente, conseguimos descrever os processos de morte comuns a muitas estrelas do tipo do Sol, mas não conseguimos explicar o seu porquê ou exatamente como é que acontecem. A HD101584 nos dá pistas importantes para resolver este quebra-cabeça, já que atualmente se encontra em uma curta fase de transição entre estágios evolucionários que conhecemos melhor. Com imagens detalhadas do meio que envolve a HD101584, podemos fazer a ligação entre a gigante vermelha que existia anteriormente e o remanescente estelar que em breve se tornará,” explica Sofia Ramstedt, da Universidade de Uppsala, na Suécia.

Esta imagem extraordinária do meio circunstelar da HD101584 não teria sido possível sem a excelente sensibilidade e resolução angular do ALMA.

Enquanto os telescópios atuais permitem aos astrônomos estudar o gás em torno do binário, as duas estrelas no centro da complexa nebulosa encontram-se muito próximas uma da outra e muito distantes de nós para poderem ser separadas. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, irá fornecer informação sobre o núcleo do objeto, permitindo que os astrônomos examinem mais de perto o par em colisão.

Esta pesquisa foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Descoberta estrela gigante com química peculiar

Astrônomos do Observatório Nacional (ON) descobriram e analisaram uma estrela quimicamente peculiar, a gigante vermelha HD150382.

  © Digitized Sky Survey (estrela HD150382)

A estrela já era conhecida, mas foi o primeiro estudo químico realizado. Neste trabalho, a equipe formada pelos brasileiros Nacizo Holanda e Claudio Bastos e pela russa Natalia Drake reportou a descoberta de uma estrela gigante com grande quantidade de lítio em sua atmosfera; o fato não era esperado, com base na teoria de evolução estelar. 

Através da técnica de espectroscopia, os astrônomos podem derivar a composição química das estrelas, bem como seus parâmetros atmosféricos e algumas características físicas. Grandes quantidades de lítio não são esperadas em gigantes vermelhas, visto que as estrelas que evoluem para essa fase experimentam processos de mistura convectiva que acabam diluindo e posteriormente destruindo os átomos de lítio. Entretanto, desde 1982, estrelas raras como a HD150382 vêm sendo descobertas e ainda representam um verdadeiro quebra-cabeça para a astrofísica estelar.

“A mistura convectiva é muito importante para quem trabalha com abundâncias químicas, pois permite acessar o material que foi processado no interior dessas estrelas. O que havia antes é diluído e o que estava ‘oculto’ é dragado para a ‘superfície’. Por isso alguns chamam de dragagem,” explica Nacizo Holanda, um dos autores do trabalho.

Entre as hipóteses que poderiam explicar o aparecimento destas estrelas pouco comuns (aproximadamente 2% das gigantes vermelhas), figuram os seguintes cenários: enriquecimento de lítio através da captura de matéria ejetada em eventos de supernova; acreção de planetas ou de companheiras de baixíssima massa, como anãs marrons (estrelas fracassadas); e a existência de processos de mistura não-tradicionais que ocorrem no interior das estrelas e que atuam sob condições que ainda estão em debate na comunidade científica.

No caso da estrela HD150382, os pesquisadores sugerem que um mecanismo de mistura profunda ocorreu ou ainda ocorre. A estrela em questão é fria, sua temperatura efetiva é de aproximadamente 4.000 K, e apresenta baixa gravidade superficial, o que implica num estágio evolutivo muito avançado, pouco comum até mesmo para estrelas consideradas ricas em lítio.

“O fato é que exceções como esta em astronomia são fatos interessantíssimos para testar modelos alternativos. A gigante HD150382 motiva, não somente a busca de um mecanismo para a formação dessas estrelas ricas em lítio, mas atenta também para um estudo mais direcionado de estrelas mais evoluídas dentro desse pequeno universo de objetos quimicamente peculiares,” revela Nacizo Holanda. Neste sentido, a equipe do Observatório Nacional segue "caçando" essas estrelas com perfil químico e estágio evolutivo similar ao da HD150382.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Observatório Nacional

Uma fantasia passageira

Esta Imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra a NGC 5307, uma nebulosa planetária que se encontra a cerca de 10.000 anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 5307)

Esta nebulosa está localizada na constelação Centaurus, que pode ser vista principalmente no hemisfério sul. Uma nebulosa planetária é o estágio final de uma estrela semelhante ao Sol. Como tal, as nebulosas planetárias nos permitem um vislumbre do futuro do nosso próprio Sistema Solar.

Uma estrela como o nosso Sol irá, no final da sua vida, transformar-se numa gigante vermelha. As estrelas são sustentadas pela fusão nuclear que ocorre em seu núcleo, gerando energia. Os processos de fusão nuclear tentam constantemente separar a estrela. Apenas a gravidade da estrela impede que isso aconteça.

No final da fase gigante vermelha de uma estrela, estas forças se tornam desequilibradas. Sem energia suficiente criada pela fusão, o núcleo da estrela colapsa em si mesmo, enquanto as camadas da superfície são ejetadas para fora. Depois disso, tudo o que resta da estrela é o que vemos aqui: camadas exteriores brilhantes em torno de uma estrela anã branca, os remanescentes do núcleo da estrela gigante vermelha.

Este não é o fim da evolução desta estrela, estas camadas externas ainda estão se movendo e esfriando. Em apenas alguns milhares de anos elas se dissiparão, e tudo o que será deixado para ser visto é a anã branca que brilha.

Fonte: NASA

Uma visão incomparável da Nebulosa do Caranguejo do Sul

Esta incrível imagem da Nebulosa do Caranguejo do Sul, em forma de ampulheta, foi captada para marcar o 29º aniversário do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (Nebulosa do Caranguejo do Sul)

A nebulosa, criada por um sistema estelar binário, é um dos muitos objetos que o telescópio espacial Hubble desmistificou ao longo de sua vida produtiva. Esta nova imagem aumenta nossa compreensão da nebulosa e demonstra as capacidades continuadas do telescópio.

Em 24 de abril de 1990, o telescópio espacial Hubble foi lançado no ônibus espacial Discovery. Desde então, revolucionou a forma como os astrônomos e o público em geral veem o Universo. As imagens que fornece são espetaculares do ponto de vista científico e puramente estético.

A cada ano, o telescópio dedica uma pequena parte de seu precioso tempo de observação para ter uma imagem de aniversário especial, focada na captura de objetos particularmente bonitos e significativos. A imagem deste ano é a Nebulosa do Caranguejo do Sul, e não é uma exceção. A Nebulosa do Caranguejo do Sul é assim chamada para distingui-la da mais conhecida Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova visível na constelação de Touro.

Esta peculiar nebulosa, que exibe estruturas aninhadas em formato de ampulheta, foi criada pela interação entre um par de estrelas no seu centro. O par desigual consiste em uma gigante vermelha e uma anã branca. A gigante vermelha está lançando suas camadas externas na última fase de sua vida antes de também viver seus últimos anos como uma anã branca. Parte do material ejetado da gigante vermelha é atraída pela gravidade de sua companheira.

Quando um número suficiente deste material expelido é puxado para a anã branca, também ejeta o material para fora em uma erupção, criando as estruturas que vemos na nebulosa. Eventualmente, a gigante vermelha terminará de jogar fora suas camadas externas e parará de alimentar a anã branca. Antes disso, também pode haver mais erupções, criando estruturas ainda mais complexas.

No passado, os astrônomos não conheciam em detalhes esta nebulosa. O objeto foi descrito pela primeira vez em 1967, mas foi considerado uma estrela comum até 1989, quando foi observado usando telescópios no Observatório La Silla do Observatório Europeu do Sul (ESO). A imagem resultante mostrou uma nebulosa extensa em forma de caranguejo, formada por bolhas simétricas de gás e poeira.

Estas observações mostraram apenas a ampulheta externa que emana de uma região central brilhante que não pôde ser resolvida. Não foi até que o Hubble observou a Nebulosa do Caranguejo do Sul em 1999, onde toda a estrutura apareceu. Esta imagem revelou as estruturas internas aninhadas, sugerindo que o fenômeno que criou as bolhas externas ocorreu duas vezes no passado (astronomicamente) recente.

É apropriado que o Hubble tenha retornado a este objeto vinte anos após sua primeira observação. Esta nova imagem contribui para a história de um objeto ativo em evolução e para a história da função do Hubble na nossa compreensão da evolução do Universo.

Fonte: ESA

Um momento fugaz

Uma bolha evanescente de gás brilhante se espalhando pelo espaço, a nebulosa planetária ESO 577-24 domina esta imagem captada pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (nebulosa planetária ESO 577-24)

As nebulosas planetárias foram inicialmente observadas por astrônomos no século XVIII, para os quais o brilho tênue e os contornos bem definidos destes objetos pareciam planetas do nosso Sistema Solar.

O débil e efêmero brilho que emana da nebulosa planetária ESO 577-24 é de curta duração, cerca de 10.000 anos, ou seja, um piscar de olhos em termos astronômicos.

Esta nebulosa planetária teve origem nos restos de uma estrela gigante vermelha morta que lançou as suas camadas exteriores para o espaço, tendo no mesmo momento dado origem a uma anã branca muito quente e pequena. Estes restos irão gradualmente arrefecer e desvanecer, estando atualmente vivendo os seus últimos dias, meros fantasmas da antes vasta gigante vermelha.

As gigantes vermelhas são estrelas no final das suas vidas que já gastaram o hidrogênio dos seus núcleos e começaram a contrair-se sob a enorme força da sua própria gravidade. À medida que a gigante vermelha se contrai, a enorme pressão torna a reacender o núcleo da estrela, fazendo com que esta lance as suas camadas mais exteriores para o espaço sob a forma de um poderoso vento estelar. O núcleo incandescente da estrela moribunda emite radiação ultravioleta suficientemente intensa para ionizar o material ejetado e fazê-lo brilhar. O resultado deste processo é o que chamamos uma nebulosa planetária, um último testamento fugaz a uma estrela anciã no final da sua vida. No momento em que evoluir para uma gigante vermelha, o nosso Sol terá atingido a idade venerável de 10 bilhões de anos. Não há, no entanto, motivo para pânico imediato, já que a atual idade do Sol é de apenas 5 bilhões de anos.

Esta bela nebulosa planetária foi descoberta durante o rastreio da National Geographic Society  — Palomar Observatory Sky Survey na década de 1950, tendo sido registada no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell em 1966. Os objetos astronômicos têm frequentemente uma variedade de nomes oficiais, com diferentes catálogos a dar-lhes diferentes designações. O nome formal deste objeto no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell é PN A66 36.

Situado a cerca de 1.400 anos-luz de distância da Terra, o brilho fantasmagórico da ESO 577-24 só é visível através de um telescópio poderoso. À medida que a anã branca vai arrefecendo, a nebulosa continua a expandir-se no espaço, desaparecendo lentamente de vista.

Esta imagem foi obtida no âmbito do Programa Joias Cósmicas do ESO, uma iniciativa que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Dançando com o inimigo

Esta imagem mostra muitos detalhes do duo estelar que compõe a estrela binária R Aquarii.

© ESO (R Aquarii)

Apesar da maior parte das estrelas binárias estarem ligadas pela gravidade numa “graciosa valsa”, a relação entre as estrelas de R Aquarii é muito menos serena. Embora tenha um tamanho diminuto, a menor das duas estrelas do par está arrancando matéria de sua companheira moribunda, uma gigante vermelha.

Anos de observações revelaram-nos a estória peculiar por detrás desta estrela binária, visível no centro da imagem. A maior das duas estrelas, a gigante vermelha, é um tipo de estrela conhecida como variável Mira. No final das suas vidas, estas estrelas começam a pulsar, tornando-se 1.000 vezes mais brilhantes do que o Sol, à medida que os seus envelopes exteriores se expandem e são lançados para o espaço interestelar.

Os estertores de morte desta enorme estrela são já de si bastante impressionantes, no entanto a influência da sua companheira anã branca transforma esta intrigante situação astronômica num espectáculo cósmico algo "sinistro". A anã branca que é muito mais pequena, densa e quente que a gigante vermelha, ela está arrancando matéria das camadas exteriores da sua companheira maior. Podemos ver na imagem os jatos de material estelar expulsados pela gigante moribunda sendo lançados para o exterior de R Aquarii.

Ocasionalmente, a matéria que é coletada à superfície da anã branca é suficiente para dar origem a uma explosão termonuclear de nova, um evento dantesco que lança uma enorme quantidade de material para o espaço. Os restos de anteriores eventos de nova podem ser vistos na tênue nebulosa de gás que rodeia R Aquarii.

A R Aquarii situa-se a cerca de 650 anos-luz de distância da Terra e é uma das estrelas binárias simbióticas mais próximas de nós. Obter uma imagem das várias estruturas de R Aquarii foi o modo perfeito de testar as capacidades do ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), um componente do instrumento caçador de planetas SPHERE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Os resultados obtidos excederam mesmo observações realizadas a partir do espaço; a imagem que aqui apresentamos é ainda mais nítida do que observações obtidas pelo famoso telescópio espacial Hubble.

O SPHERE foi desenvolvido durante anos de estudos e construção focados numa das mais excitantes e desafiantes áreas da astronomia: a busca de exoplanetas. Ao usar um sistema de óptica adaptativa de vanguarda e instrumento especializados como o ZIMPOL, o SPHERE consegue atingir o feito extraordinário de obter imagens diretas de exoplanetas. No entanto, as capacidades deste instrumento não se limitam à busca de exoplanetas elusivos. O SPHERE pode também ser usado para estudar uma variedade de fontes astronômicas, como pode ser visto por esta imagem impressionante das peculiaridades estelares de R Aquarii.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Campos magnéticos fortes no núcleo de estrelas de massa intermediária

Um grupo internacional de astrônomos liderados pela Universidade de Sydney descobriu que campos magnéticos fortes são comuns no interior das estrelas, não tão raros quanto se pensava, o que irá afetar drasticamente a nossa compreensão de como as estelas evoluem.

  © New Forest Observatory (super gigante vermelha Mu Cephei)

Na imagem acima está a brilhante estrela super gigante vermelha Mu Cephei  na direção superior esquerda. Ela está localizada na borda externa da enorme nebulosa de emissão IC1396. Na região da extrema direita pode se vista a famosa nebulosa Tromba de Elefante (IC 1396A ou LBN 452).

Usando dados da missão Kepler da NASA, a equipe descobriu que as estrelas apenas um pouco mais massivas que o Sol têm campos magnéticos internos até 10 milhões de vezes mais poderosos do que o da Terra, com implicações importantes para a evolução e destino final das estrelas.

"Isto é tremendamente excitante e totalmente inesperado," afirma o astrofísico Dennis Stello, pesquisador principal do estudo e da Universidade de Sydney.

"Tendo em que conta que pensávamos, anteriormente, que apenas 5 a 10% das estrelas tinham campos magnéticos fortes, os modelos atuais de como as estrelas evoluem não têm campos magnéticos como um ingrediente fundamental," afirma o professor Stello. "Tais campos foram simplesmente considerados insignificantes para a nossa compreensão geral da evolução estelar."

"O nosso resultado mostra claramente que esta suposição precisa de ser revisitada."

A pesquisa é baseada num trabalho anterior pelo Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech), de que fez parte o professor Stello, e que constatou que as medições de oscilações estelares, ou ondas sonoras, no interior das estrelas podem ser usadas para inferir a presença de fortes campos magnéticos.

Esta pesquisa mais recente usou esse resultado para olhar para um grande número de versões evoluídas do nosso Sol observadas pelo Kepler. Descobriu-se que mais de 700 destas gigantes vermelhas mostram a assinatura de campos magnéticos fortes, com algumas das oscilações suprimidas pela força dos campos.

"Dado que a nossa amostra é grande, fomos capazes de aprofundar a análise e concluir que os campos magnéticos fortes são muito comuns em estrelas com 1,5 a 2 vezes a massa do Sol," explica Stello.

"No passado, só podíamos medir o que acontecia à superfície das estrelas e os resultados levavam à interpretação de que os campos magnéticos eram raros."

 

© University of Sydney (campos magnéticos vistos no interior das gigantes vermelhas)

Usando uma nova técnica chamada asterossismologia (ou sismologia estelar), que pode "penetrar pela superfície" de uma estrela, os astrônomos podem agora observar a presença de um campo magnético muito forte perto do núcleo estelar, que contém o motor central da queima nuclear da estrela. Isto é importante porque os campos magnéticos podem alterar os processos físicos que ocorrem no núcleo, incluindo as taxas de rotação interna, o que afeta a forma como as estrelas envelhecem.

A maioria das estrelas como o Sol oscilam continuamente devido a ondas sonoras que saltam para trás e para a frente dentro delas. "O seu interior é essencialmente como um sino tocando", comenta Stello. "E, como um sino, ou um instrumento musical, o som que produzem pode revelar as suas propriedades físicas."

Foram medidas minúsculas variações de brilho nas estrelas, variações estas provocadas pelo "badalar do sino" e descobriu que faltavam certas frequências de oscilação em 60% das estrelas porque foram suprimidas pelos fortes campos magnéticos nos núcleos estelares.

Os resultados vão permitir com que os cientistas testem mais diretamente as teorias de como os campos magnéticos se formam e evoluem, um processo conhecido como dínamo, dentro das estrelas. Isto pode, potencialmente, levar a uma melhor compreensão geral dos dínamos, incluindo aquele que controla o ciclo magnético do Sol, com a duração de 11 anos, que se sabe afetar sistemas de comunicação e a cobertura de nuvens na Terra.

"Agora é o momento de os teóricos investigarem o porquê destes campos magnéticos serem tão comuns," conclui o professor Stello.

Os resultados foram publicados ontem na revista Nature.

Fonte: University of Sydney & University of California

Sirius, uma estrela na contramão da teoria

Estrela branca pode ter sido vermelha?

© NASA/ESA/G. Bacon (Sirius A e B)

Qualquer astrônomo sabe que Sirius é dupla e de cor branca. Contudo na antiguidade há registros feitos pelos babilônios, egípcios, gregos, romanos bem como em cartas celestes, onde aparece Sirius como uma estrela avermelhada. Numa tradução latina do poema grego de Aratus, Cícero (Marco Túlio Cícero, político, orador e filósofo, 106-43 a.C.) relata que Sirius “cintila como uma luz avermelhada”. Essa estrela de brilho esplêndido, a mais brilhante do céu, por isso mesmo a mais notada, tem sofrido em tempos históricos uma estranha transformação em sua luz.

Seriam essas observações uma falha nos achados arqueológicos de povos que registraram outros fenômenos com impressionante acuidade ou realmente Sirius mudou de cor? Tudo leva a crer que sim e para chegar a essa conclusão os pesquisadores alemães Wolfhard Schlosser e Werner Bergmann da Universidade de Ruhr, contaram com a sorte de descobrir nas crônicas de São Gregório de Tours, cidade francesa, datadas do ano 577, uma referência a Sirius que a descreveu de cor avermelhada. Acrescente-se que São Gregório não teve acesso aos trabalhos de observadores do céu na antiguidade e era considerado o maior sábio do seu tempo. Para explicar o fato, os pesquisadores sugeriram que a companheira de Sirius era uma estrela do tipo gigante vermelha. De lá para cá sofreu um processo de envelhecimento, queimou quase todo seu combustível nuclear, contraiu e tornou-se uma anã branca. Essa tese foi publicada na conceituada revista inglesa de ciência Nature.

Mas, para eles, esse processo em Sirius B tomaria no mínimo 100.000 anos e isso implicaria em uma revisão da teoria mais aceita pelos astrofísicos uma vez que a menos de 1.500 anos atrás Sirius ainda era avermelhada.

Um salto evolutivo em cerca de 1.500 anos? Em 577, Sirius B seria uma estrela do tipo gigante vermelha e seu brilho ofuscava Sirius A, uma estrela branca. Atualmente, Sirius B encolheu, tornou-se uma anã branca e o seu tom avermelhado desapareceu, enquanto Sirius A não mudou.

As estrelas anãs brancas estão divididas em dois tipos que obedecem uma evolução diferente segundo sua massa original. A primeira é para estrelas com massa entre 0,08 e 0,45 massas solares que após queimar o hidrogênio passa a queimar o hélio e num processo de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Esta fase se estabiliza, inicia-se a seguir uma um período de contração e o produto final é uma anã branca com núcleo de hélio. O outro tipo são estrelas com massa inicial entre 0,8 a 10 massas solares. Após consumir o hidrogênio no centro passa a queimar o hélio e numa fase de expansão se transforma em uma gigante vermelha. Contudo, o processo de expansão continua transformando o hélio em carbono e oxigênio, produzindo-se assim uma supergigante vermelha com núcleo supermassivo, resultando numa anã branca. Nesta fase, a estrela não consegue reter as camadas externas que passam a se expandir, gerando uma nebulosa planetária. A anã branca produto deste tipo de estrela é composta de carbono e oxigênio, portanto diferente do primeiro tipo. Baseado neste tipo de evolução estelar mais aceito atualmente e que comprova-se com o que é observado, o que aconteceu com a companheira de Sirius se enquadra no primeiro tipo, uma vez que não é observado nenhum resíduo de gás envolvendo a estrela e qualquer sinal de uma nebulosa planetária.  As últimas pesquisas apontam que Sirius B tem baixa temperatura, alta luminosidade e tem uma massa solar concentrada em um raio de somente 18.000 km ou 2,8 o raio da Terra. Sua densidade nesse caso é de 2 milhões de vezes da água. Algumas anãs brancas tem densidades centrais tão altas que uma colher de chá desse material pesaria algo em torno de 50 toneladas. A anã branca de Sirius é a mais próxima conhecida. Atualmente se conhecem mais de 25.000 anãs brancas e 10.000 nebulosas planetárias na Via Láctea.

As características de Sirius são bem conhecidas. Ela integra a constelação do Cão Maior com magnitude aparente de -1,5, a 8,6 anos-luz da Terra, 1.76 vezes maior que o Sol, 26 vezes mais luminosa e tem uma temperatura superficial de 11.000 K. Devido ao seu forte brilho, para alguns povos significava “a ardente” e para outros “a brilhante”. No Egito antigo, quando ocorria o nascer helíaco de Sirius, iniciava-se a cheia do rio Nilo, evento ansiosamente aguardado pelos habitantes pois era chegada a hora do plantio. Esta data servia também para ajustar o calendário egípcio de 365 dias. Conhecida como Sothis, marcava a criação do mundo e o inicio do ano em seu primeiro nascer helíaco.

No inicio de 1834, o astrônomo alemão Friederich Wilhelm Bessel (1784-1846), suspeitou que o movimento próprio de Sirius não era uniforme. Dez anos depois, em Königsberg, Alemanha, ele anunciou que as irregularidades observadas no movimento próprio de Sirius só poderia ser explicado pela presença de uma astro perturbador. Constatou o mesmo em Procyon por apresentar também uma flutuação no movimento próprio. O período da companheira de Procyon mais tarde confirmado por Anwers é de 40,6 anos. A comprovação da companheira de Sirius veio somente em 1862 através do óptico e matemático americano Alvan G. Clark (1832-1897) quando testava com seu filho uma luneta com objetiva de 47 cm por ele construída. Entretanto, foi o filho que observou: “Pai, Sirius tem uma companheira”. Bessel inaugurou o primeiro capítulo do que poderíamos chamar de “astronomia do invisível” pois foi prevista em razão do efeito gravitacional no movimento próprio da estrela principal. Nesse sentido é preciso considerar também a descoberta em 1969 de um companheiro invisível na estrela Aitken 14 feita pelo astrônomo brasileiro Ronaldo R. de Freitas Mourão (1935-2014). Tal descoberta foi confirmada pelo astrônomo francês P. Baize e pelo astrônomo austríaco J. Hoppmann que determinou sua órbita provisória. A descoberta de Bessel inaugurou uma nova categoria de estrelas: as anãs brancas.

As duas estrelas se atraem mutuamente ao redor de um centro de gravidade comum, com período de 50 anos. Sirius B é dez magnitudes mais fraca que Sirius A. Sua observação só é possível com grandes instrumentos ou aberturas menores munidas com câmaras CCD. Contudo isso não basta e é necessário conhecer a época em que Sirius B se encontra mais afastada de Sirius A (apoastro) em razão do brilho intenso dessa estrela. Atualmente a observação de Sirius B é muito difícil. A história envolvendo Sirius é intrigante, e mostra que os mistérios sobrevivem tanto na Terra como no céu.

Este texto foi abordado pelo astrônomo brasileiro Nelson Alberto Soares Travnik, diretor do Observatório Astronômico de Piracicaba (SP), e membro titular da Sociedade Astronômica da França.

Fonte: Scientific American Brasil