Como os buracos negros moldam galáxias

Dados do observatório de raios X XMM-Newton da ESA revelaram como os buracos negros supermassivos moldam as suas galáxias hospedeiras com ventos fortes que varrem a matéria interestelar.

© ESA (ilustração de ventos ultrarrápidos soprados por um buraco negro supermassivo)

Num novo estudo, os cientistas analisaram oito anos de observações do XMM-Newton do buraco negro no centro de uma galáxia ativa conhecida como PG 1114+445, mostrando como os ventos ultrarrápidos, fluxos de gás emitidos do disco de acreção muito próximo do buraco negro, interagem com a matéria interestelar nas partes centrais da galáxia. Estes fluxos já tinham sido vistos antes, mas o novo estudo identifica claramente, e pela primeira vez, três fases da sua interação com a galáxia hospedeira.

"Estes ventos podem explicar algumas correlações surpreendentes que os cientistas conhecem há anos, mas que não conseguiam explicar," disse Roberto Serafinelli do Instituto Nacional de Astrofísica de Milão, Itália, que realizou a maior parte do trabalho como parte do seu doutoramento na Universidade de Roma Tor Vergata.

"Por exemplo, vemos uma correlação entre as massas de buracos negros supermassivos e a dispersão de velocidade das estrelas nas partes internas das suas galáxias hospedeiras. Mas não há como tal se deva ao efeito gravitacional do buraco negro. O nosso estudo mostra, pela primeira vez, como estes ventos de buracos negros impactam a galáxia em maior escala, possivelmente fornecendo o elo que faltava."

Os astrônomos já haviam detectado dois tipos de fluxos nos espectros de raios X emitidos pelos núcleos ativos das galáxias, as densas regiões centrais das galáxias conhecidas por conter buracos negros supermassivos. Os chamados fluxos ultrarrápidos (em inglês "ultra-fast outflows", ou UFOs), feitos de gás altamente ionizado, viaja a velocidades de até 40% da velocidade da luz e são observáveis nas proximidades do buraco negro central.

Os fluxos mais lentos, conhecidos como absorvedores quentes, viajam a velocidades muito mais baixas, de centenas de quilômetros por segundo, e possuem características físicas semelhantes - como densidade de partículas e ionização - à matéria interestelar circundante. É mais provável que estes fluxos mais lentos sejam detectados a distâncias maiores dos centros das galáxias.

No novo estudo, os cientistas descrevem um terceiro tipo de fluxo que combina características dos dois anteriores: a velocidade de um UFO e as propriedades físicas de um absorvedor quente.

Este arrasto acontece a uma distância de dezenas a centenas de anos-luz do buraco negro. O UFO gradualmente empurra a matéria interestelar para longe das partes centrais da galáxia, limpando-a do gás e diminuindo a acreção da matéria em torno do buraco negro supermassivo.

Embora os modelos já tenham previsto antes este tipo de interação, o estudo atual é o primeiro a apresentar observações reais das três fases.

Esta primeira interação acontece muitos anos depois do UFO ter deixado o buraco negro. Mas a energia do UFO permite que o buraco negro relativamente pequeno tenha impacto sobre o material muito além do alcance da sua força gravitacional.

De acordo com os cientistas, os buracos negros supermassivos transferem a sua energia para o ambiente circundante através destes fluxos e gradualmente limpam as regiões centrais da galáxia de gás, o que pode então interromper a formação estelar. A galáxias de hoje produzem estrelas com muito menos frequência do que costumavam nos estágios iniciais da sua formação.

A resolução de energia sem precedentes do XMM-Newton foi fundamental para diferenciar os três tipos de características correspondentes aos três tipos de fluxos. No futuro, com observatórios novos e mais poderosos, como o ATHENA (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics) da ESA, os astrônomos poderão observar centenas de milhares de buracos negros supermassivos, detectando estes fluxos mais facilmente. O ATHENA, que será mais de 100 vezes mais sensível do que o XMM-Newton, deverá ser lançado no início da década de 2030.

Mais dados, no futuro, vão ajudar a desvendar as complexas interações entre os buracos negros supermassivos e as suas galáxias hospedeiras em detalhe e a explicar a diminuição na formação estelar que que tem ocorrido ao longo de bilhões de anos.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

A primeira supernova observada pelo satélite TESS

Quando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA foi lançado para o espaço em abril de 2018, o seu objetivo era específico: procurar novos planetas no Universo.

© Pixabay (ilustração do brilho resplandecente de uma estrela)

Mas numa recente exploração, uma equipe de astrônomos da Universidade Estatal de Ohio mostrou que o levantamento TESS, também pode ser usado para monitorar um tipo específico de supernova, dando aos cientistas mais pistas sobre o que faz com que as anãs brancas expludam, e sobre os elementos que estas explosões deixam para trás.

Nota-se que esta supernova não é consistente com uma anã branca que retira massa diretamente de uma companheira estelar, o tipo de ideia padrão que propicia encontrar assinaturas de hidrogênio. Isto porque a curva de luz do TESS não mostra nenhuma evidência de uma companheira, e considerando que as assinaturas do hidrogênio nos espectros SALT não evoluem como os outros elementos, podemos descartar o modelo padrão.

Pensa-se que uma anã branca explode num tipo específico de supernova, Tipo Ia, depois de recolher massa de uma estrela companheira próxima e crescer demasiado para permanecer estável. Os astrônomos teorizaram que a explosão deixaria para trás traços de hidrogênio, um bloco de construção crucial das estrelas e do Universo inteiro. As anãs brancas, pela sua natureza, já queimaram todo o seu hidrogênio e, portanto, não seriam uma fonte de hidrogênio de uma supernova.

Mas até esta observação de uma supernova com o TESS, os astrônomos nunca tinham visto estes traços de hidrogênio no rescaldo da explosão: esta supernova é a primeira do seu tipo em que o hidrogênio foi encontrado.

O hidrogênio poderia significar que a anã branca consumiu uma estrela próxima. Neste cenário, a segunda estrela seria uma estrela normal no meio da sua vida útil, não uma segunda anã branca. Mas quando os astrônomos mediram a curva de luz desta supernova, a curva indicava que a segunda estrela era uma segunda anã branca. Então, de onde veio o hidrogênio?

Com base na curva de luz, é possível que o hidrogénio pode estar vindo de uma terceira estrela no sistema.

Os pesquisadores combinaram dados do TESS com dados do ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). O ASAS-SN é liderado pela mesma instituição de ensino e é composto por pequenos telescópios espalhados pelo planeta que vigiam o céu em busca de supernovas em galáxias distantes.

O TESS, em comparação, foi construído para procurar planetas próximos na nossa Galáxia, e para fornecer dados muito mais depressa do que os telescópios espaciais anteriores.

A equipe combinou dados do TESS e do ASAS-SN com dados do SALT (South African Large Telescope) para avaliar os elementos deixados no rescaldo da explosão de supernova. Eles encontraram tanto hidrogênio quanto hélio, dois indicadores que a estrela que explodiu consumiu, de alguma forma, uma estrela companheira próxima.

A supernova observada é do Tipo Ia, um tipo de supernova que pode ocorrer quando duas estrelas se orbitam uma à outra, caracterizando um sistema binário. Em alguns casos de uma supernova do Tipo Ia, uma destas estrelas é uma anã branca.

Uma anã branca queimou todo o seu combustível nuclear, deixando para trás apenas um núcleo muito quente (a temperatura de uma anã branca excede 100.000 K). A menos que a estrela cresça roubando energia e matéria de uma estrela próxima, a anã branca passa os próximos bilhões de anos arrefecendo antes de se transformar num pedaço de carbono negro.

Ma se a anã branca e outra estrela estiverem num sistema binário, a anã branca lentamente recebe massa da outra estrela até que, eventualmente, a anã branca explode como supernova.

As supernovas do Tipo Ia são importantes para a ciência espacial, pois ajudam os astrônomos medirem distâncias no espaço e calculando a rapidez com que o Universo está se expandindo.

A pesquisa foi publicada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: The Ohio State University

Uma galáxia vista inclinada

De vez em quando, o telescópio espacial Hubble vislumbra um objeto comum, ou seja, uma galáxia espiral, de uma maneira interessante ou incomum.

© Hubble (NGC 3169)

Uma perspectiva nitidamente inclinada, como a mostrada nesta imagem, evidenciando uma barreira no centro luminoso da galáxia.

No caso da galáxia espiral NGC 3169, essa barreira é a poeira espessa embutida nos braços espirais da galáxia. A poeira cósmica compreende um pot-pourri de partículas, incluindo gelo de água, hidrocarbonetos, silicatos e outros materiais sólidos. Tem muitas origens e fontes, desde as sobras da formação de estrelas e planetas a moléculas modificadas ao longo de milhões de anos por interações com a luz estelar.

A NGC 3169 está localizada a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Sextante. É parte do grupo de galáxias Leão I, e como o Grupo Local que abriga nossa galáxia, a Via Láctea, faz parte de uma congregação galáctica maior conhecida como o Superaglomerado de Virgem.

Fonte: ESA

O que são buracos negros de massa intermediária?

Os buracos negros são objetos muito densos que contêm tanta matéria aprisionada em um volume tão pequeno que sua gravidade é forte o suficiente para impedir que até mesmo a luz escape de suas superfícies.

© B. Kiziltan/T. Karacan (ilustração de buraco negro de massa intermediária)

Embora a primeira previsão de um buraco negro tenha sido feita há quase 250 anos pelo filósofo e clérigo inglês John Michell, o primeiro candidato ao buraco negro, Cygnus X-1, só foi descoberto em 1971.

Nas últimas décadas, os astrônomos compilaram muitas evidências da existência de buracos negros em ambas as extremidades do espectro de massa. Pesquisadores descobriram pequenos buracos negros que pesam apenas até 100 vezes a massa do Sol, bem como buracos negros supermassivos que podem atingir bilhões de vezes a massa de seus irmãos de tamanho estelar.

Acredita-se que os buracos negros de massa estelar se formam quando uma estrela relativamente massiva morre de forma espetacular. Enquanto a estrela exausta queima seus traços finais de combustível, sua imensa gravidade faz com que ela desmorone sobre si mesma. Se a estrela em colapso não for muito grande, o material ressalta o núcleo denso da estrela. Isso causa uma explosão de supernova, geralmente deixando para trás uma minúscula anã branca ou uma estrela de nêutrons. Mas se o remanescente sobrevivente for maior do que cerca de três massas solares, nem mesmo os nêutrons bem compactados podem impedir que o núcleo do tamanho de uma cidade continue a coalescer em um buraco negro de massa estelar.

Por outro lado, existe também uma classe de buracos negros conhecidos como buracos negros supermassivos, que servem como âncoras gravitacionais centrais da maioria, se não de todas, grandes galáxias. Embora os buracos negros supermassivos estejam entre milhões e bilhões de vezes a massa do Sol, eles carregam toda esta matéria em uma região aproximadamente do tamanho de uma única estrela. Existem muitas linhas de evidência que indicam que estes gigantes cósmicos são comuns em todo o Universo, mas exatamente como e quando eles se formaram ainda permanece um mistério.

Mas, também não deveria existir uma classe de buracos negros de tamanho intermediário que dividem a diferença entre buracos negros de massa estelar e supermassivos? Estes pesos médios cósmicos, que variam de cerca de 100 a 1 milhão de massas solares, são referidos como buracos negros de massa intermediária. E embora os astrônomos tenham encontrado vários candidatos de buracos negros de massa intermediária convincentes espalhados pelo Universo, ainda não se sabe se eles realmente existem. No entanto, a evidência está começando a se acumular.

Embora a prova conclusiva dos buracos negros de massa intermediária continue indefinida, nas últimas décadas, tem havido uma série de estudos que revelaram evidências intrigantes indicando a existência destes buracos negros.

Por exemplo, em 2003, os pesquisadores usaram o observatório espacial XMM-Newton da ESA para identificar duas fontes de raios X distintas na galáxia NGC 1313. Porque os buracos negros tendem a engolir ferozmente materiais que ficam muito próximos e expelem alta radiação de energia, eles são alguns dos mais fortes emissores conhecidos de raios X. E ao identificar as fontes de raios X da NGC 1313 e estudar como elas periodicamente brilham, em 2015, os pesquisadores conseguiram restringir a massa de um dos suspeitos buracos negros da galáxia, conhecida como NGC 1313 X-1. Eles calcularam que possui cerca de 5.000 vezes a massa do Sol, o que o colocaria firmemente na faixa de massa de um buraco negro de massa intermediária.

Da mesma forma, em 2009, os pesquisadores descobriram evidências ainda mais fortes da existência de um buraco negro de tamanho médio. Localizado a cerca de 290 milhões de anos-luz de distância perto da borda da galáxia ESO 243-49, a equipe observou uma fonte de raios X incrivelmente brilhante chamada HLX-1 (fonte de raios X hiperluminosa 1) que não tinha uma contrapartida óptica.

Isto sugere que o objeto não é simplesmente uma estrela ou uma galáxia de fundo. Além disso, os pesquisadores descobriram que a assinatura de raios X do HLX-1 variou com o tempo, sugerindo que um buraco negro está brilhando cada vez que uma estrela próxima faz uma aproximação, alimentando gás para o buraco negro e causando breves explosões de raios X que então desaparecem lentamente. Com base nos brilhos observados, os pesquisadores calcularam uma massa mínima do buraco negro de cerca de 500 vezes a massa do Sol, embora algumas estimativas coloquem seu peso mais próximo de 20.000 massas solares.

Mais recentemente, astrônomos começaram a descobrir fortes evidências de buracos negros intermediários perto do núcleo da Via Láctea. Por exemplo, em janeiro de 2019, astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para traçar correntes de gás que orbitam um buraco negro de massa intermediária, com uma massa aparente de aproximadamente 32.000 vezes a massa do Sol.

Localizado a escassos 23 anos-luz do buraco negro supermassivo da Via Láctea, Sagitário A*, a descoberta sugere que o recém-descoberto buraco negro de massa intermediária poderia fundir-se com os cerca de 4 milhões de massa solar do Sagitário A* num futuro não muito distante.

Os recentes sucessos do projeto de ondas gravitacionais LIGO-Virgo, que identificou 20 buracos negros de massa estelar sondando o Universo em busca de ondas gravitacionais que são produzidas quando os buracos negros se fundem, proporcionou aos pesquisadores um novo método para procurar pequenos e médios buracos negros.

Embora a colaboração LIGO-Virgo ainda não tenha descoberto ondas gravitacionais de fusões entre buracos negros maiores que cerca de 40 massas solares, futuramente, com a melhoria na sensibilidade dos detectores de ondas gravitacionais haverá uma melhor compreensão da frequência das fusões dos buracos negros de massa intermediária. A terceira corrida de observação começou a coletar dados a partir de 1º de abril de 2019, e os cientistas de ondas gravitacionais estão muito esperançosos em observar estas fontes indescritíveis em breve!

Portanto, nos próximos anos será possível encontrar uma prova definitiva do elo perdido entre os buracos negros pequenos e superdimensionados.

Fonte: Astronomy

Nova medição da constante de Hubble altera a expansão do Universo

Cientistas da Universidade de Chicago fizeram uma nova medição da rapidez com que o Universo está se expandindo, usando um tipo de estrela totalmente diferente dos empreendimentos anteriores.

© Norval Glover (ilustração da medição da expansão do Universo usando gigantes vermelhas)

Este valor cai no centro de uma questão muito debatida em astrofísica que pode exigir um modelo inteiramente novo do Universo.

Os cientistas sabem há quase um século que o Universo está se expandindo, mas o valor exato de quão rápido está crescendo teima em manter-se elusivo. Em 2001, a professora Wendy Freedman liderou uma equipe que usou estrelas distantes para fazer uma medição histórica deste valor, ou seja, a constante de Hubble, mas não está de acordo com outra medição importante, e a tensão entre os dois números tem persistido mesmo quando cada lado faz leituras cada vez mais precisas.

Os astrônomos efetuaram uma nova medição da constante de Hubble usando uma classe estelar conhecida como gigante vermelha. As suas observações, feitas com o telescópio espacial Hubble, indicam que o ritmo de expansão do nosso canto do Universo é ligeiramente inferior a 70 km/s/Mpc (quilômetros por segundo por megaparsec), um pouco menos que a sua medição anterior.

A constante de Hubble é o parâmetro cosmológico que define a escala, o tamanho e a idade do Universo; é uma das formas mais diretas que temos de quantificar como o Universo evolui. A constante de Hubble é assim chamada em homenagem ao astrônomo pioneiro Edwin Hubble, sustenta tudo no Universo, desde a nossa estimativa de quando o Big Bang teve lugar até à quantidade de matéria escura existente. Ajuda os cientistas a esboçar uma teoria da história e estrutura do Universo; e, inversamente, se existirem falhas nesta teoria, uma medição precisa da constante de Hubble pode ajudar à sua detecção.

Há vinte anos, a equipe do Hubble Space Telescope Key Project, liderada por Freedman, anunciou que tinha medido o valor usando estrelas distantes chamadas Cefeidas, que pulsam em intervalos regulares. O seu programa concluiu que o valor da constante de Hubble era de 72 km/s/Mpc. À medida que os astrônomos refinavam as suas análises e recolhiam novos dados, este número permaneceu relativamente estável, em aproximadamente 73 km/s/Mpc.

Mas, mais recentemente, os cientistas adotaram uma abordagem muito diferente: a construção de um modelo baseado na estrutura ondulante da luz remanescente dos primeiros momentos do Big Bang, chamada Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas (CMB - Cosmic Microwave Background). Se corressem um modelo para a frente no tempo, extrapolando os primeiros momentos do Universo, alcançavam um valor de 67 km/s/Mpc. Este desacordo é significativo, quase 10%, e continuou a solidificar-se com o tempo.

Uma parte central do desafio em medir o Universo é que é muito difícil calcular com precisão as distâncias de objetos distantes. A equipe de Freedman analisou originalmente dois tipos de estrelas que possuem características confiáveis que permitem usá-las em combinação com medições cosmológicas: as supernovas do Tipo Ia, que explodem com um brilho uniforme; e as variáveis Cefeidas, estrelas que pulsam em intervalos regulares que podem ser combinados com os seus picos de brilho. Mas ainda é possível que exista algo sobre as cefeidas que os cientistas ainda não tenham entendido completamente, o que pode estar gerando erros.

A equipe de Freedman procurou verificar os seus resultados estabelecendo um caminho novo e inteiramente independente para a constante de Hubble usando um tipo de estrela totalmente diferente.

Certas estrelas terminam as suas vidas como um tipo de estrela muito luminosa chamada gigante vermelha. A certo ponto, a estrela sofre um evento catastrófico chamado flash de hélio, no qual a temperatura sobe para cerca de 100 milhões K e a estrutura da estrela é rearranjada, o que acaba diminuindo dramaticamente a sua luminosidade (isto acontecerá um dia com o nosso próprio Sol, que também se tornará numa gigante vermelha). Os astrônomos podem ver o ponto onde todas as luminosidades das estrelas caem, e podem usar isso como uma maneira de determinar a distância.

Sabendo a distância de uma galáxia é possível verificar a rapidez com que esta galáxia se afasta de nós, que é o resultado da sua distância vezes a constante de Hubble. Felizmente, a velocidade de uma galáxia é fácil de medir, a luz que vem das galáxias muda dependendo da rapidez com que a galáxia se afasta de nós.

Os novos cálculos forneceram uma constante de Hubble de 69,8 km/s/Mpc, no meio dos valores previamente determinados.

O método da gigante vermelha é independente das cefeidas e é incrivelmente preciso. As estrelas usadas são de menor massa, têm diferentes histórias evolutivas e estão localizadas em diferentes regiões de galáxias distantes.

Estes resultados sugerem que ainda não temos a resposta final sobre a certeza do modelo padrão da cosmologia.

O novo artigo será publicado em breve na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Univerity of Chicago

Gaia começa a mapear a barra da nossa Galáxia

A primeira medição direta da coleção de estrelas em forma de barra no centro da Via Láctea foi feita combinando dados da missão Gaia da ESA com observações complementares de telescópios terrestres e espaciais.

© ESA/Gaia (distribuição de 150 milhões de estrelas na Via Láctea)

A segunda versão de dados do satélite de mapeamento estelar, publicada em 2018, tem vindo a revolucionar muitos campos da astronomia. O catálogo sem precedentes contém os brilhos, posições, indicadores de distância e movimentos no céu para mais de um bilhão de estrelas da nossa Via Láctea, juntamente com informações sobre outros corpos celestes.

Por mais impressionante que este conjunto de dados seja, isto é apenas o começo. Embora esta segunda divulgação tenha por base os primeiros 22 meses de investigações do Gaia, o satélite já varre o céu há cinco anos e tem ainda muitos pela frente. Os novos lançamentos de dados planejados para os próximos anos vão melhorar as medições, além de fornecer informações adicionais que nos permitirão mapear a nossa Galáxia e aprofundar a sua história como nunca antes.

Entretanto, uma equipe de astrônomos combinou os dados mais recentes do Gaia com observações infravermelhas e ópticas realizadas a partir do solo e do espaço para fornecer uma antevisão do que os futuros lançamentos do topógrafo estelar da ESA vai revelar.

São observados dois parâmetros estelares contidos nos dados do Gaia: a temperatura da superfície das estrelas e a “extinção”, que é basicamente uma medida da quantidade de poeira que existe entre nós e as estrelas, obscurecendo a sua luz e fazendo com que pareça mais vermelha.

A equipe combinou o segundo lançamento de dados do Gaia com vários dados no infravermelho usando um software chamado StarHorse, que compara as observações com modelos estelares para determinar a temperatura da superfície das estrelas, a extinção e uma estimativa melhorada da distância até às estrelas.

Como resultado, os astrônomos obtiveram uma determinação muito mais precisa das distâncias para cerca de 150 milhões de estrelas, em alguns casos, a melhoria é de até 20% ou mais. Isto permitiu que rastreassem a distribuição de estrelas através da Via Láctea para distâncias muito maiores do que o possível só apenas com os dados do Gaia.

"Com o segundo lançamento de dados do Gaia, pudemos testar um raio em torno do Sol de cerca de 6.500 anos-luz, mas com o nosso novo catálogo, pudemos estender essa 'esfera do Gaia' três ou quatro vezes, alcançando o centro da Via Láctea," explicou Cristina Chiappini do Instituto Leibniz para Astrofísica em Potsdam, Alemanha.

Lá, no centro da nossa Galáxia, os dados revelam claramente uma característica grande e alongada na distribuição tridimensional das estrelas: a barra galáctica.

"Nós sabemos que a Via Láctea tem uma barra, como outras galáxias espirais barradas, mas até agora só tínhamos indicações indiretas dos movimentos das estrelas e do gás, ou de contagens estelares em levantamentos no infravermelho. Esta é a primeira vez que vemos a barra galáctica no espaço em 3D, com base em medições geométricas de distâncias estelares," disse Friedrich Anders da Universidade de Barcelona, Espanha.

A equipe está ansiosa pela próxima divulgação de dados do APOGEE-2 (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment), bem como por instalações como o 4MOST (4-metre Multi-Object Survey Telescope) no ESO no Chile e o levantamento WEAVE (WHT Enhanced Area Velocity Explorer) do Telescópio William Herschel (WHT) em La Palma, Ilhas Canárias.

A terceira divulgação de dados do Gaia, atualmente planejada para 2021, vai incluir determinações de distância bastante melhoradas para um número muito maior de estrelas, e espera-se que permita o progresso na nossa compreensão da região complexa no centro da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Descobrindo exoplanetas com ondas gravitacionais

Pesquisadores do Instituto Max Planck para Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein) na Alemanha, e da Comissão de Energias Alternativas e Energia Atômica em Paris, sugerem como o futuro observatório espacial de ondas gravitacionais LISA poderá detectar exoplanetas em órbita de anãs brancas binárias em toda a nossa Via Láctea e nas vizinhas Nuvens de Magalhães.

© Simonluca Definis (ilustração de ondas gravitacionais produzidas por um sistema binário)

Este novo método irá superar certas limitações das técnicas atuais de detecção eletromagnética e poderá permitir que o LISA detecte planetas com massas iguais ou superiores a 50 vezes a da Terra.

Nas últimas duas décadas, o nosso conhecimento sobre exoplanetas cresceu significativamente e já foram descobertos mais de 4.000 planetas em órbita de uma grande variedade de estrelas. Até agora, as técnicas usadas para encontrar e caracterizar estes sistemas têm por base a radiação eletromagnética e estão limitadas à vizinhança solar e a algumas partes da nossa Galáxia.

O Dr. Nicola Tamanini, pesquisador do Instituto Albert Einstein e a sua colega, a Dra. Camilla Danielski, pesquisadora da Comissão de Energias Alternativas e Energia Atômica, mostram como estas limitações podem ser ultrapassadas pela astronomia de ondas gravitacionais. As anãs brancas são remanescentes muito antigos e pequenos de estrelas uma vez semelhantes ao nosso Sol. "O LISA medirá ondas gravitacionais de milhares de anãs brancas binárias. Quando um planeta orbita um par de anãs brancas, o padrão observado de onda gravitacional será diferente do de um binário sem planetas. Esta mudança característica nas formas das ondas gravitacionais nos permitirá descobrir exoplanetas."

O novo método explora a modulação do desvio Doppler do sinal de onda gravitacional provocado pela atração gravitacional do planeta sob o par de anãs brancas. Esta técnica é análoga à do método de velocidade radial, uma técnica bem conhecida usada para encontrar exoplanetas com telescópios eletromagnéticos. No entanto, a vantagem das ondas gravitacionais é que não são afetadas pela atividade estelar, o que pode dificultar as descobertas eletromagnéticas.

Os pesquisadores mostram que a próxima missão da ESA, LISA (Laser Interferometer Space Antenna), com lançamento previsto para 2034, pode detectar exoplanetas com a massa de Júpiter em torno de anãs brancas binárias em toda a nossa Galáxia, superando as limitações de distância dos telescópios eletromagnéticos. Além disso, salientam que o LISA terá o potencial de também detectar estes exoplanetas em galáxias vizinhas, possivelmente levando à descoberta do primeiro exoplaneta extragaláctico.

"O LISA vai ter como alvo uma população exoplanetária ainda completamente desprovida de resultados," explica Tamanini. "De uma perspetiva teórica, nada impede a presença de exoplanetas em torno de anãs brancas binárias compactas."

Se estes sistemas existirem e forem encontrados pelo LISA, os cientistas vão obter novos dados para desenvolver ainda mais a teoria da evolução planetária. Vão melhor entender as condições sob as quais um planeta sobreviver à(s) fase(s) de gigante(s) vermelha(s) e também testar a existência de uma segunda geração de planetas, ou seja, planetas que se formam após a fase de gigante vermelha. Por outro lado, se o LISA não detetcar exoplanetas em órbita de anãs brancas binárias, os cientistas serão capazes de estabelecer restrições no estágio final da evolução planetária na Via Láctea.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Descoberto disco circumplanetário em torno de jovem planeta

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos fizeram as primeiras observações de um disco circumplanetário, o cinturão planetário de poeira e gás que é supõe-se controlar a formação de planetas e que dá origem a todo um sistema de luas, como o encontrado ao redor de Júpiter.

© ALMA (disco circumplanetário em PDS 70)

Este jovem sistema estelar, PDS 70, está localizado a aproximadamente 370 anos-luz da Terra. Recentemente, os astrônomos confirmaram a presença de dois planetas massivos, semelhantes a Júpiter, em órbita da estrela. Esta descoberta foi feita com o VLT (Very Large Telescope) do ESO, que detectou o brilho quente naturalmente emitido pelo hidrogênio gasoso que se acumula nos planetas.

As novas observações do ALMA, ao invés, mostram as fracas ondas de rádio emitidas pelas partículas minúsculas (com cerca de um-décimo de milímetro) de poeira em torno da estrela.

Os dados do ALMA, combinados com as observações anteriores do VLT no óptico e no infravermelho, fornecem evidências convincentes de que um disco empoeirado capaz de formar múltiplas luas rodeia o planeta mais exterior conhecido do sistema.

Esta é a primeira vez que um planeta é visto nestas três bandas distintas de luz (visível, infravermelho e rádio).

Ao contrário dos gelados anéis de Saturno, que provavelmente se formaram pela colisão de cometas e corpos rochosos há relativamente pouco tempo na história do nosso Sistema Solar, o disco circumplanetário é o remanescente do processo de formação do planeta.

Os dados do ALMA também revelaram duas diferenças distintas entre os dois planetas recém-descobertos. O mais próximo dos dois, PDS 70 b, que está mais ou menos à mesma distância da sua estrela do que Urano do Sol, tem uma massa de poeira atrás dele, lembrando uma cauda.

O segundo planeta, PDS 70 c, reside no mesmo local que um nó claro de poeira visto nos dados do ALMA. Dado que este planeta brilha tão intensamente nas bandas do infravermelho e do hidrogênio, é possível indagar de maneira convincente que um planeta totalmente formado já está em órbita e que o gás próximo continua sendo sugado para a superfície do planeta, terminando o seu surto de crescimento adolescente.

Este planeta exterior está localizado a mais ou menos 5,3 bilhões de quilômetros da estrela hospedeira, aproximadamente à mesma distância que Netuno está do Sol. Estima-se que este planeta tenha entre 1 e 10 vezes a massa de Júpiter.

Os dados do ALMA também acrescentam outro elemento importante a estas observações.

Os estudos ópticos de sistemas planetários são notoriamente complexos. Dado que a estrela é muito mais brilhante do que os planetas, é difícil filtrar o brilho, tal como tentar avistar um pirilampo ao lado de um holofote. No entanto, as observações do ALMA não têm esta limitação, já que as estrelas emitem comparativamente pouca luz em comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos.

"Isto significa que podemos voltar a este sistema a diferentes períodos e mapear com mais facilidade a órbita dos planetas e a concentração de poeira no sistema. Isto fornecerá uma visão única das propriedades orbitais dos sistemas solares nos seus primeiros estágios de desenvolvimento," disse disse Andrea Isella, astrônomo da Universidade Rice.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto disco misterioso num buraco negro

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble observaram um inesperado disco fino de material envolvendo um buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia espiral NGC 3147, localizada a 130 milhões de anos-luz de distância.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração de disco num buraco negro)

A presença do disco no buraco negro em uma galáxia ativa de baixa luminosidade deixou os astrônomos surpresos. Considera-se que nos buracos negros em certos tipos de galáxias, como a NGC 3147, não há material capturado gravitacionalmente suficiente para alimentá-los regularmente. Portanto, é intrigante que haja um disco fino circundando um buraco negro faminto que imita os discos muito maiores encontrados em galáxias extremamente ativas.

De particular interesse, este disco de material circulando pelo buraco negro oferece uma oportunidade única para testar a teoria da relatividade de Albert Einstein. O disco está tão profundamente incrustado no campo gravitacional intenso do buraco negro que a luz do disco de gás é alterada, de acordo com esta teoria, fornece uma visão única dos processos dinâmicos próximos a um buraco negro.

O material do disco foi medido pelo telescópio espacial Hubble girando em torno do buraco negro a mais de 10% da velocidade da luz. Em tais velocidades extremas, o gás parece brilhar enquanto viaja para a Terra de um lado, e escurece à medida que se afasta do nosso planeta. Este efeito é conhecido como emissão relativística. As observações do telescópio espacial Hubble também mostram que o gás está tão profundamente enterrado em um poço gravitacional que a luz está lutando para escapar e parece esticada para comprimentos de onda mais vermelhos. A massa do buraco negro é em torno de 250 milhões de vezes a do Sol.

A fim de estudar o assunto que roda profundamente dentro deste disco, os pesquisadores usaram o instrumento Hubble Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS). Esta ferramenta de diagnóstico divide a luz de um objeto em seus muitos comprimentos de onda individuais para determinar a velocidade, a temperatura e outras características do objeto com precisão muito alta. O STIS foi essencial para observar efetivamente a região de baixa luminosidade ao redor do buraco negro, bloqueando a luz brilhante da galáxia.

Os astrônomos inicialmente selecionaram esta galáxia para validar modelos aceitos sobre galáxias ativas de baixa luminosidade: aquelas com buracos negros desnutridos. Estes modelos preveem que discos de material devem se formar quando grandes quantidades de gás são capturadas pela forte força gravitacional de um buraco negro, emitindo subsequentemente muita luz e produzindo um farol brilhante chamado quasar.

O disco é um quasar reduzido que não era esperado existir. É o mesmo tipo de disco encontrado em objetos que são mil ou até 100 mil vezes mais luminosos. As previsões dos modelos atuais não são compatíveis para galáxias ativas muito fracas.

A equipe espera usar o telescópio espacial Hubble para procurar outros discos muito compactos em torno de buracos negros de baixa luminosidade em galáxias ativas semelhantes.

Fonte: ESA

Uma bela espiral

Galáxias apresentam muitas formas e tamanhos. Um dos principais tipos de galáxias que vemos no Universo é a galáxia espiral, como demonstrado de uma maneira especialmente espetacular nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 2985)

Esta galáxia espiral é denonominada NGC 2985, ela está a mais de 70 milhões de anos-luz do Sistema Solar na constelação de Ursa Maior.

A intrincada e quase perfeita simetria aqui mostrada revela a incrível complexidade da NGC 2985. Vários braços espiralados se esticam ao girar para fora do núcleo brilhante da galáxia, desaparecendo e dissipando lentamente até que estas estruturas majestosas desaparecem no vazio do espaço intergaláctico, trazendo um belo final com seu esplendor estrelado.

Ao longo do tempo, as galáxias espirais tendem a colidir com outras galáxias, muitas vezes resultando em fusões. Estes eventos de coalescência misturam as estruturas sinuosas das galáxias originais, suavizando e arredondando sua forma. Estes objetos possuem uma beleza própria, distinta das galáxias espirais de onde vieram.

Fonte: ESA

Mudando as regras do jogo

A imagem a seguir é do SS 433, um microquasar descoberto há 40 anos e situado a cerca de 18 mil anos-luz de distância da Terra na constelação da Águia.

© ALMA (SS 433)

Esta imagem, captada pela primeira vez nos comprimentos de onda submilimétricos pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), é especial porque mostra os jatos emitidos por um disco de material quente em rotação, que circunda o buraco negro situado no centro do SS 433. Devido à sua proximidade relativa, SS 433 é um objeto particularmente útil para pesquisadores que querem aprender mais sobre microquasares e os jatos que emitem.

A forma do saca-rolhas visível aqui é criada por um fenômeno conhecido como precessão; à medida que se deslocam para o espaço exterior, estes dois jatos rodam lentamente em torno de um eixo, de modo semelhante ao movimento de um giroscópio ou de um pião que vai parando, fazendo com que a orientação dos seus eixos de rotação variem. A escala desta estrutura é enorme, com 5.000 vezes o tamanho do Sistema Solar.

Um aspecto notável desta observação é que sua forma detalhada foi inteiramente prevista a partir de medidas espectroscópicas pelos telescópios Global Jet Watch no ano anterior, antes das observações do ALMA serem feitas. A sequência destas observações permitiu aos pesquisadores fazerem e testarem previsões sobre o trajeto que os jatos seguiriam, o que representou um novo marco no estudo dos microquasares. As observações resolveram também a questão de por que é que os jatos se encontram ainda quentes a distâncias tão grandes da sua origem; a sensibilidade do ALMA permitiu que os astrônomos identificassem que o reaquecimento do plasma ocorre quando lançamentos sucessivos de jatos se expandem e colidem uns com os outros.

Fonte: ESO

Novo método pode resolver a dificuldade de medir a expansão do Universo

Astrônomos demonstraram como uma combinação de observações de ondas gravitacionais e rádio, juntamente com uma modelagem teórica, pode transformar as fusões de pares de estrelas de nêutrons numa "régua cósmica" capaz de medir a expansão do Universo e resolver uma questão pendente sobre o seu ritmo.

© NRAO (ilustração do surto de ondas gravitacionais)

Os astrônomos usaram o VLBA (Very Long Baseline Array), o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o GBT (Robert C. Byrd Green Bank Telescope) para estudar as consequências da colisão de duas estrelas de  nêutrons que produziram ondas gravitacionais detectadas em 2017. Este evento fornece uma nova maneira de medir o ritmo de expansão do Universo, conhecido como a Constante de Hubble. O ritmo de expansão do Universo pode ser usado para determinar o seu tamanho e idade, além de servir como uma ferramenta essencial para interpretar observações de objetos em outras partes do Universo.

Dois métodos principais de determinação da Constante de Hubble usam as características da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, radiação remanescente do Big Bang, ou o tipo Ia específico de explosões de supernova no Universo distante. No entanto, estes dois métodos fornecem resultados diferentes.

A técnica é semelhante à que usa explosões de supernova. Pensa-se que as explosões de supernova do tipo Ia tenham todas um brilho intrínseco que pode ser calculado com base na velocidade com que crescem e diminuem de brilho. A medição deste brilho, a partir da Terra, indica-nos a distância da explosão de supernova. A medição do desvio Doppler da luz da galáxia hospedeira indica a velocidade a que a galáxia se está afastando da Terra. A velocidade, dividida pela distância, produz a constante de Hubble. Para obter um valor preciso, têm que ser efetuadas muitas medições a distâncias diferentes.

Quando duas estrelas de  nêutrons colidem, produzem uma explosão e um surto de ondas gravitacionais. A forma do sinal da onda gravitacional diz aos cientistas quão "brilhante" foi este surto de ondas gravitacionais. A medição da intensidade das ondas gravitacionais recebidas na Terra, pode fornecer a distância.

No entanto, há uma reviravolta. A intensidade das ondas gravitacionais varia com a sua orientação em relação ao plano orbital das duas estrelas de  nêutrons. As ondas gravitacionais são mais fortes na direção perpendicular ao plano orbital e mais fracas se o plano orbital estiver de lado, visto da perspetiva da Terra.

Durante um período de meses, os astrônomos usaram os radiotelescópios para medir o movimento de um jato rápido de material ejetado da explosão. Estas medições foram usadas juntamente com simulações hidrodinâmicas detalhadas, para determinar o ângulo de orientação, permitindo assim a utilização das ondas gravitacionais para descobrir a distância.

Os cientistas dizem que esta única medição, de um evento a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, ainda não é suficiente para resolver a incerteza, mas a técnica agora pode ser aplicada a futuras fusões de estrelas de  nêutrons detectadas com ondas gravitacionais.

Os resultados foram divulgados num artigo publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Dois buracos negros supermassivos em rota de colisão

Astrônomos descobriram um par distante de buracos negros titânicos em rota de colisão.

© A. Goulding (par de buracos negros supermassivos em rota de colisão)

A massa de cada buraco negro é superior a 800 milhões de vezes a do nosso Sol.

À medida que os dois se aproximam gradualmente numa espiral da morte, vão começar a liberar ondas gravitacionais que ondulam através do espaço-tempo. Estas ondulações cósmicas vão juntar-se ao ruído de fundo, ainda não detectado, das ondas gravitacionais de outros buracos negros supermassivos. Mesmo antes da colisão, as ondas gravitacionais que emanam do par de buracos negros supermassivos superam aquelas anteriormente detectadas pelas fusões de buracos negros e estrelas de nêutrons muito menores.

Os dois buracos negros supermassivos são especialmente interessantes porque estão a cerca de 2,5 bilhões de anos-luz da Terra. Coincidentemente, é aproximadamente o mesmo tempo que os astrônomos estimam que os buracos negros devem levar para começar a produzir as poderosas ondas gravitacionais.

No Universo atual, os buracos negros já estão emitindo estas ondas gravitacionais, mas, mesmo à velocidade da luz, as ondas só chegarão na Terra daqui a bilhões de anos. No entanto, esta descoberta pode ajudar os cientistas a estimar quantos buracos negros supermassivos próximos estão emitindo ondas gravitacionais que podemos detectar agora.

A detecção do fundo de ondas gravitacionais ajudaria a responder algumas das maiores incógnitas da astronomia, como a frequência com que as galáxias se fundem e se os pares de buracos negros supermassivos sequer se fundem ou se ficam presos numa valsa quase infinita em torno um do outro.

Os buracos negros supermassivos podem conter milhões ou até bilhões de vezes a massa do nosso Sol. Quase todas as galáxias, incluindo a nossa própria Via Láctea, contêm pelo menos um destes gigantes no seu núcleo. Quando as galáxias se fundem, os seus buracos negros supermassivos encontram-se e começam a orbitar-se um ao outro. Com o tempo, esta órbita fica mais restrita enquanto o gás e as estrelas passam entre os buracos negros e roubam energia.

No entanto, assim que os buracos negros supermassivos se aproximam demais, este roubo energético praticamente interrompe. Algumas teorias sugerem que ficam a mais ou menos 1 parsec (aproximadamente 3,2 anos-luz). Esta desaceleração dura quase indefinidamente e é conhecida como o "problema do parsec final". Neste cenário, apenas grupos muito raros de três ou mais buracos negros supermassivos resultam em fusões.

Os astrônomos não podem apenas procurar pares estagnados, porque muito antes dos buracos negros ficarem separados por 1 parsec, já estão demasiado perto um do outro para os distinguirmos como dois objetos separados. Além disso, só produzem ondas gravitacionais fortes quando superarem o obstáculo final do último parsec e ficarem ainda mais íntimos, sendo que os recém-descobertos buracos negros supermassivos estão separados por cerca de 430 parsecs.

Se o problema do parsec final não for, na realidade, um problema, então os astrônomos esperam que o Universo esteja repleto com o clamor de ondas gravitacionais de pares de buracos negros supermassivos no processo de fusão. Este ruído é chamado de fundo de ondas gravitacionais, onde o volume do barulho ajuda a estimar quantos buracos negros supermassivos existem.

Se dois buracos negros supermassivos colidirem e se combinarem, o evento enviará um trovão estrondoso que diminuirá o som de fundo, mas "ouvi-lo" não será tarefa fácil.

As ondas gravitacionais reveladoras geradas pela fusão de buracos negros supermassivos estão fora das frequências observáveis atualmente por experiências como o LIGO e Virgo, que já detectaram as fusões muito menores entre buracos negros e estrelas de nêutrons. Os cientistas que caçam ondas gravitacionais maiores, como originárias de colisões entre buracos negros supermassivos, dependem de conjuntos de estrelas especiais chamadas pulsares que agem como metrônomos, enviando ondas de rádio num ritmo constante. Se uma onda gravitacional passageira esticar ou comprimir o espaço entre a Terra e o pulsar, o ritmo ficará ligeiramente diferente.

A detecção do fundo de ondas gravitacionais, usando um destes pulsares, requer paciência e uma abundância de estrelas monitoradas. O ritmo de um único pulsar pode ser perturbado por apenas algumas centenas de nanossegundos ao longo de uma década. Quanto mais alto for o ruído de fundo, maiores serão as perturbações de temporização e mais rápida será a detecção.

Os dois titãs cósmicos foram detectados com o telescópio espacial Hubble. Embora os buracos negros supermassivos não sejam diretamente visíveis através de um telescópio óptico como o Hubble, são rodeados por aglomerados brilhantes de estrelas luminosas e gás quente atraídos pela poderosa atração gravitacional. Para o seu tempo na história, a galáxia que abriga o recém-descoberto par de buracos negros supermassivos é basicamente a galáxia mais luminosa do Universo. Além disso, o núcleo da galáxia está lançando duas plumas de gás extraordinariamente colossais. Quando apontaram o Hubble a fim de descobrir as origens das suas espetaculares nuvens de gás, os pesquisadores descobriram que o sistema não continha um, mas dois buracos negros.

A descoberta fornece um ponto de ancoragem para estimar quantas fusões de buracos negros supermassivos estão dentro da distância de detecção da Terra. As estimativas anteriores basearam-se em modelos computacionais da frequência de fusões galácticas, em vez de observações reais de pares de buracos negros supermassivos.

Com base nos dados, estima-se que existam cerca de 112 buracos negros supermassivos próximos emitindo ondas gravitacionais. A primeira detecção do fundo de ondas gravitacionais de fusões de buracos negros supermassivos deve, portanto, surgir dentro de cinco anos. Se esta detecção não for feita, poderá ser evidência de que o problema do parsec final é intransponível. Os astrônomos estão atualmente analisando outras galáxias parecidas àquela que abriga o novo binário composto por dois buracos negros supermassivos.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Princeton University

O fantasma do halo da nebulosa de Júpiter

Imagens da NGC 3242 mostram o escurecimento de uma estrela moribunda parecida com um Sol, conhecida como a Nebulosa do Fantasma de Júpiter.

© Chilean Advanced Robotic Telescope (NGC 3242)

Esta visão telescópica profunda e larga também encontra o halo externo raramente visto da bela nebulosa planetária na parte superior esquerda, assim como as estrelas da Via Láctea e as galáxias de fundo na constelação Hydra. A intensa radiação ultravioleta e de outro modo invisível da estrela anã branca central da nebulosa alimenta seu brilho ilusório na luz visível.

De fato, os planetas da estrela anã branca evoluída da NGC 3242 podem ter contribuído para as características e forma simétricas da nebulosa. A atividade começa na fase gigante vermelha da estrela, muito antes de produzir uma nebulosa planetária, é provavelmente a causa do halo mais extenso e mais fraco.

A NGC 3242 tem um ano-luz de extensão e está a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra. As nuvens tênues de material incandescente à direita poderiam muito ser gás interestelar que por acaso se localizam perto o suficiente da anã branca da NGC 3242 para ser energizada por sua radiação ultravioleta.

Fonte: NASA

Estrelas massivas crescem da mesma forma que estrelas leves

Os astrônomos obtiveram a primeira vista detalhada, de face, de um disco gasoso que alimenta o crescimento de uma enorme estrela bebê.

© ALMA (protoestrela massiva G353.273+0.641)

Foi descoberto que partilha muitas características usuais com estrelas bebês mais leves, o que implica que o processo de formação é o mesmo, independentemente da massa final. Esta descoberta abre o caminho para uma melhor compreensão da formação estelar.

Uma protoestrela, uma estrela bebê ainda no processo de formação, é alimentada por um disco de gás circundante que cai em direção ao centro. Os detalhes do processo, como o porquê das estrelas se formarem com uma variedade ampla de massas, ainda não são claros. As estrelas de baixa massa que se formam na vizinhança do Sistema Solar permitem que os astrônomos observem de perto o processo. Por outro lado, as protoestrelas massivas são raras e até as mais próximas estão bem longe de nós.

Kazuhito Motogi, professor assistente da Universidade de Yamaguchi, Japão, e a sua equipe utilizaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma protoestrela massiva chamada G353.273+0.641 (abreviada G353). Localizada a 5.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Escorpião, a G353 tem dez vezes a massa do Sol e ainda está crescendo. É um alvo único entre as protoestrelas massivas, porque podemos observar o seu disco gasoso a partir de cima. O ALMA revelou vistas detalhas de várias outras enormes estrelas infantis; no entanto, a maioria delas são vistas de lado, dificultando a observação das regiões internas dos discos.

As observações do ALMA captaram um disco giratório em torno de G353 com um raio oito vezes maior do que a órbita de Netuno. Pode parecer gigantesco, mas é um dos menores discos já encontrados em torno de uma protoestrela enorme. O ALMA também descobriu um invólucro de gás em torno do sistema três vezes maior do que o disco.

"Nós medimos o ritmo de acreção do gás do invólucro externo para o disco interno," comentou Motogi. "Isto ajuda-nos a estimar a idade da estrela bebê. Surpreendentemente, tem apenas 3.000 anos, a mais jovem das protoestrelas massivas conhecidas. Estamos testemunhando a primeira fase do crescimento de uma estrela gigante."

Curiosamente, o disco não é uniforme; o seu lado sudeste é mais brilhante do que outras partes, sendo a primeira vez que os astrônomos veem um disco assimétrico em torno de uma protoestrela massiva. A equipe também encontrou instabilidade no disco, que parece que se vai fragmentar; o que pode estar provocando a assimetria. Estas características são observadas frequentemente em torno de protoestrelas menores, sugerindo que os processos físicos essenciais são os mesmos na formação de estrelas de baixa massa e massa elevada.

"Estudos anteriores haviam sugerido que o processo de formação podia ser diferente para estrelas de massas diferentes," disse Motogi. "As nossas observações mostram a similaridade: um passo importante para entender como as protoestrelas massivas ganham massa a partir dos seus arredores."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan