O nascimento de um magnetar numa supernova superluminosa

Astrônomos observaram pela primeira vez o nascimento de um magnetar, uma estrela de nêutrons altamente magnetizada, e confirmaram que é a fonte de energia por trás de algumas das estrelas explosivas mais brilhantes do cosmos.

© LCO (magnetar rodeado por um disco de acreção que está oscilando)

A descoberta corrobora uma teoria proposta há 16 anos pelo físico Dan Kasen, que estabelece um novo fenômeno nas estrelas em explosão. 

As supernovas superluminosas, que podem ser 10 ou mais vezes mais brilhantes do que as supernovas comuns, intrigam os astrônomos desde a sua descoberta no início da década de 2000. Pensava-se que resultavam da explosão de estrelas muito massivas, talvez com 25 vezes a massa do nosso Sol, mas elas permanecem brilhantes por muito mais tempo do que seria de esperar quando o núcleo de ferro de uma estrela colapsa e as suas camadas externas são subsequentemente expelidas.

Em 2010, Dan Kasen, agora astrofísico teórico e professor de física na Universidade da Califórnia em Berkeley, foi o primeiro a propor que um magnetar estava alimentando o brilho duradouro. De acordo com a teoria, quando uma estrela massiva entra em colapso no final da sua vida, esmaga grande parte da sua massa numa estrela de nêutrons muito compacta, um destino que fica um pouco aquém do colapso num buraco negro. Se a estrela tivesse originalmente um campo magnético muito forte, este teria sido ampliado durante a formação do magnetar, produzindo um campo 100 a 1.000 vezes mais forte do que o das normais estrelas de nêutrons com elevada rotação, os chamados pulsares. Os pulsares e os seus irmãos e altamente magnetizados, os magnetares, têm apenas cerca de 16 km de diâmetro.

À medida que o magnetar gira, o campo magnético pode acelerar partículas carregadas que colidem com os detritos da supernova em expansão, aumentando o seu brilho. Pensa-se também que os magnetares sejam a fonte das FRBs (Fast Radio Bursts).

Os pesquisadores confirmaram a ligação entre os magnetares e as supernovas superluminosas do Tipo I (SLSNe-I) após analisar dados de uma supernova de 2024 chamada SN 2024afav. Após a descoberta de SN 2024afav em dezembro de 2024, o Las Cumbres Observatory (LCO), uma rede de 27 telescópios espalhados por todo o mundo, rastreou-a e mediu o seu brilho por mais de 200 dias. A estrela em explosão estava localizada a cerca de um bilhão de anos-luz da Terra.

Os astrônomos perceberam que, após atingir o pico do brilho cerca de 50 dias após a explosão, não desapareceu gradualmente como as supernovas típicas. Em vez disso, o seu brilho oscilou lentamente para baixo, com o período das oscilações encurtando gradualmente, produzindo uma série de quatro picos. Sabia-se que as supernovas superluminosas anteriores apresentavam alguns picos na sua curva de luz em decaimento, o que alguns interpretaram como o choque da supernova colidindo com camadas de gás acumuladas em torno da estrela, iluminando-a brevemente. Mas ninguém tinha observado quatro picos.

Como é improvável que o material ao redor do magnetar seja simétrico, o disco de acreção também não seria simétrico em torno da estrela de nêutrons, levando a um desalinhamento do eixo de rotação do magnetar e do eixo de rotação do disco de acreção. Considerando que a relatividade geral afirma que uma massa em rotação arrasta o espaço-tempo consigo, o magnetar em rotação produziria um efeito conhecido como precessão de Lense-Thirring, ou seja, faria com que o disco desalinhado oscilasse. Um disco oscilante poderia bloquear e refletir periodicamente a luz do magnetar, transformando todo o sistema num farol cósmico intermitente. O tempo para que isso se repita diminui com o raio do disco, de modo que, à medida que o disco se desloca em direção ao magnetar, ele oscila mais rapidamente, fazendo com que a luz oscile mais rapidamente à medida que se desvanece.

Os astrônomos também usaram dados observacionais para estimar o período de rotação da estrela de nêutrons de 4,2 milissegundos e o campo magnético de cerca de 300 trilhões de vezes o da Terra. Ambos são características marcantes de um magnetar.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of California

Evidências raras da colisão entre dois planetas

Astrônomos analisando dados telescópicos obtidos em 2020 quando descobriram uma estrela, de outra forma nada de especial, com um comportamento muito estranho.

© Andy Tzanidakis (colisão planetária em torno da estrela Gaia20ehk)

A estrela, denominada Gaia20ehk, encontra-se a cerca de 11.000 anos-luz da Terra, perto da constelação da Popa. É uma estrela estável da "sequência principal", muito semelhante ao nosso Sol, o que significa que deveria emitir uma luz constante e previsível. No entanto, esta estrela começou a piscar descontroladamente. A emissão de luz estelar era regular e constante, mas a partir de 2016 apresentou três quedas de brilho. 

A causa do cintilar não tinha nada a ver com a própria estrela: enormes quantidades de rocha e poeira, passavam à frente da estrela distante enquanto o material orbitava o sistema, ofuscando de forma irregular a luz que chegava à Terra. A provável origem de todos esses detritos era ainda mais notável: uma colisão catastrófica entre dois planetas.

Os planetas formam-se quando a gravidade agrupa a matéria, por exemplo: poeira, gás, gelo ou detritos rochosos, que orbita uma nova estrela. Os sistemas solares em fase inicial são caóticos, os planetas colidem e explodem frequentemente ou são lançados para o espaço exterior. Através deste processo, e ao longo de talvez 100 milhões de anos, sistemas solares como o nosso reduzem o número de planetas e estabelecem-se num equilíbrio. Por mais comuns que estas colisões provavelmente sejam, observar uma num sistema solar distante requer paciência e sorte.

O comportamento de Gaia20ehk representou um novo mistério. A flutuação particular da estrela, breves quedas no brilho seguidas de caos, nunca tinha sido observada antes. Então, a equipe usou dados de um telescópio diferente para procurar luz infravermelha em vez de luz visível.

À medida que a luz visível começava a cintilar e a enfraquecer, a luz infravermelha atingia picos. O que poderia significar que o material bloqueando a estrela era quente, tão quente que brilha no infravermelho. Uma colisão cataclísmica entre planetas produziria certamente calor suficiente para explicar a energia infravermelha. Além disso, o tipo certo de colisão poderia também explicar aquelas quedas iniciais de luminosidade. Isso pode ter sido causado quando dois planetas se aproximarem cada vez mais um do outro numa trajetória espiral. No início, ocorreram uma série de impactos tangenciais, que não produziriam muita energia infravermelha. Depois, tiveram a sua grande colisão catastrófica, e a radiação infravermelha aumentou consideravelmente. Existem também indícios de que a colisão se assemelha àquela que criou a Terra e a Lua há cerca de quatro bilhões e meio de anos. 

A nuvem de poeira está orbitando Gaia20ehk a cerca de uma unidade astronômica, a mesma distância que separa o Sol da Terra. A essa distância, o material pode eventualmente arrefecer o suficiente para se solidificar em algo semelhante ao nosso sistema Terra-Lua.

O potente Simonyi Survey Telescope, do Observatório Vera C. Rubin, será ideal para a tarefa quando iniciar o seu LSST (Legacy Survey of Space and Time) ainda este ano; alguns cálculos rápidos sugerem que o Rubin poderá encontrar 100 novos impactos nos próximos 10 anos. Isso poderá, em última análise, ajudar a restringir a busca por mundos habitáveis fora do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no pesriódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Washington

Estranha explosão cósmica

De acordo com uma equipe internacional de astrônomos liderada por cientistas da Universidade do Estado da Pensilvânia, EUA, um flash de energia recentemente detectado parece ter sido emanado dos destroços de galáxias em colisão.

© NASA (ilustração da colisão de dois grupos de galáxias)

A explosão, conhecida como GRB 230906A, foi provavelmente causada pela colisão de duas estrelas de nêutrons há centenas de milhões de anos e agora está evidenciando como o Universo cria alguns dos seus elementos mais pesados.

O sinal, detectado pela primeira vez pelo satélite Fermi da NASA em setembro de 2023, pertencia a uma classe peculiar de explosões curtas de raios gama, explosões tão poderosas que ofuscam brevemente galáxias inteiras. Estas explosões ocorrem quando duas estrelas de nêutrons, remanescentes mortos de estrelas massivas, espiralam uma em direção à outra e colidem, liberando uma grande quantidade de energia e forjando elementos pesados como ouro e platina.

Usando o observatório de raios X Chandra e o telescópio espacial Hubble, os pesquisadores localizaram a explosão numa galáxia fraca que parece fazer parte de um grupo maior a cerca de 8,5 bilhões de anos-luz de distância. Este grupo está passando por uma fusão cósmica, galáxias colidindo e interagindo, estimulando a formação estelar. A explosão ocorreu no campo de detritos desta colisão galáctica, um longo e fino fluxo de estrelas e gás que se estende pelo espaço.

Quando as galáxias interagem, a gravidade faz com que se atraiam mutuamente com tanta força que material como estrelas, poeira e gás são esticados para o espaço, formando uma estrutura semelhante a uma cauda, denominada "cauda de maré". Isto pode ser uma indicação de que a interação de marés entre galáxias pode desencadear a formação estelar e duas estrelas de nêutrons que evoluem a partir das novas estrelas podem acabar por se fundir, desencadeando estas grandes explosões e emissões energéticas que observamos.

Estas explosões, também chamadas fusões de estrelas binárias compactas, geram emissões de quilonovas: halos brilhantes de luz que são um dos principais locais de produção de elementos pesados no Universo. Isto pode fornecer uma explicação natural para o motivo pelo qual vemos uma taxa superior de produção de elementos pesados no halo das galáxias em interação. 

A equipe afirma suspeitar que as estrelas de nêutrons que colidiram nasceram durante uma onda de formação estelar desencadeada pela fusão galáctica há cerca de 700 milhões de anos. A sua eventual colisão não só produziu a poderosa explosão de raios gama detectada, como também espalhou elementos pesados recém-formados para o espaço circundante. 

O ouro que temos na Terra foi produzido num evento explosivo desta natureza. Os elementos pesados no nosso corpo, como o ferro, por exemplo, vêm de cerca de 10.000 estrelas da nossa Galáxia que morreram. Demorou bilhões de anos, mas esse ferro persistiu na Terra e, à medida que os nossos corpos se formaram e evoluíram, utilizaram esse material. Charlton disse que os resultados da equipe sublinham como as interações violentas entre galáxias podem preparar o terreno para eventos cósmicos poderosos que podem alterar a composição dos elementos no Universo.

Sem o observatório de raios X do Chandra, a tênue galáxia hospedeira poderia ter sido totalmente ignorada. Por agora, a distância exata da explosão permanece incerta. Pode estar ainda mais distante, tornando-se uma das explosões curtas de raios gama mais distantes já registadas.

Observações futuras com telescópios de próxima geração podem resolver a questão. A nossa própria Galáxia, a Via Láctea, tem uma vizinha, a galáxia de Andrômeda, e daqui a quatro ou cinco bilhões de anos vai fundir-se com a Via Láctea. Estas colisões entre estrelas de nêutrons poderão acontecer, e poderão formar-se caudas de maré, espalhando elementos pesados e enriquecendo o Universo".

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Dois eclipses de Saros 133

O alinhamento entre Sol, Terra e Lua provoca a chamada “Lua de sangue” nas primeiras horas de 3 de março de 2026.

© Emmanuel Astronomono (Eclipse Total da Lua)

O fenômeno ocorre quando a Terra se posiciona exatamente entre o Sol e a Lua, projetando sua sombra sobre o satélite natural. Esse alinhamento só pode acontecer durante a fase de Lua cheia. Quando a Lua entra completamente na parte mais escura da sombra terrestre, a umbra, ocorre o eclipse total. É nesse momento que ela adquire a coloração vermelho-alaranjada.

Mesmo totalmente encoberta pela sombra da Terra, a Lua não desaparece do céu. Parte da luz solar atravessa a atmosfera terrestre e sofre espalhamento; o mesmo processo que deixa o céu azul durante o dia e o pôr do Sol avermelhado.  A atmosfera filtra os comprimentos de onda mais curtos, como o azul, e permite que os tons avermelhados sejam desviados e atinjam a superfície lunar.

© Tunc Tezel / Petr Horalek (Dois eclipses de Saros 133)

Centradas no ponto máximo do eclipse, estas duas sequências de eclipses lunares totais são quase idênticas. No entanto, a de cima é composta por imagens registradas em fevereiro de 2008, enquanto a de baixo mostra o eclipse lunar total de março de 2026.

Por que são tão semelhantes? Porque esses dois eclipses lunares totais pertencem ao mesmo ciclo de Saros. O ciclo de Saros foi descoberto historicamente a partir de observações da órbita da Lua. Com um período de 18 anos, 11 dias e 20 segundos (6.585,32 dias), o ciclo prevê quando o Sol, a Terra e a Lua retornam à mesma geometria relativa para um eclipse lunar (ou solar).

Uma complicação com respeito ao ciclo de Saros é que esse período não corresponde a um número inteiro de dias: na verdade contém um múltiplo de 1/3 de dia. Por isso, como resultado da rotação da Terra, para cada Saros sucessivo, o eclipse irá ocorrer cerca de 8 horas mais tarde no dia. No caso de um eclipse solar, isso significa que a região de visibilidade irá mudar de cerca de 120º a oeste, o que implica que os dois eclipses não serão visíveis a partir dos mesmos locais na Terra. Já no caso de um eclipse lunar, o eclipse seguinte pode ainda ser visível do mesmo local na Terra, contanto que a Lua esteja acima do horizonte. Mas, esperando-se a passagem de 3 Saros, o primeiro e o quarto eclipses da série poderão ser visíveis aproximadamente a partir da mesma região da Terra e aproximadamente na mesma hora do dia.

Eclipses separados por um período de Saros pertencem à mesma série numerada de Saros, neste caso, Saros 133. Portanto, é esperado que o próximo eclipse lunar do Saros 133 seja uma repetição do eclipse de 3 de março deste ano. Você poderá observar o próximo eclipse lunar total do Saros 133 em 13 de março de 2044.

Fonte: NASA

Um quintilhão para um: estrelas gigantes, poeira minúscula

Astrônomos que utilizam o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e o JWST (James Webb Space Telescope) descobriram que algumas das estrelas mais massivas da nossa Galáxia estão emitindo grãos incrivelmente pequenos de poeira de carbono.

© NRAO (ilustração do sistema binário WR112)

Ambos os poderosos telescópios foram necessários, a fim de revelar toda a poeira produzida por estas estrelas. Esta nova pesquisa centrou-se em WR 112, um sistema estelar binário que contém uma estrela Wolf-Rayet muito rara, massiva, intensamente quente e moribunda, em órbita de outra estrela companheira. Juntas, estas estrelas lançam ventos estelares poderosos que colidem e criam regiões densas e frias onde se forma poeira, antes que esta seja espalhada pelo espaço interestelar pela intensa luz estelar.

Embora imagens anteriores do JWST, no infravermelho médio, tenham revelado arcos espirais brilhantes de poeira em WR 112, os pesquisadores ficaram surpreendidos ao não verem poeira alguma nas sensíveis observações milimétricas do ALMA. Apenas grãos de poeira minúsculos e quentes poderiam esconder-se da visão do ALMA, um dos telescópios milimétricos mais potentes da Terra. Dados combinados do JWST e do ALMA sugeriram que os grãos de poeira nas estruturas espirais estendidas são em grande parte inferiores a um micrômetro, e a maioria deles deve ter apenas alguns nanômetros de diâmetro.

É incrível saber que algumas das estrelas mais massivas do Universo produzem algumas das partículas de poeira mais minúsculas antes de morrerem. A diferença de tamanho entre a estrela e a poeira que ela produz é de cerca de um quintilhão para um.

A equipe também encontrou evidências de que a poeira não é composta uniformemente por uma variedade de tamanhos, mas sim por dois tamanhos distintos: um grupo maior de grãos nanométricos e um grupo menor de grãos com cerca de 0,1 micrômetros de diâmetro.

Esta descoberta conciliou décadas de medições contraditórias de sistemas binários semelhantes: alguns revelavam apenas grãos muito pequenos, enquanto outros viam apenas grãos maiores. Agora, entende-se que este tipo de sistema binário pode ter ambos. A equipe explorou vários processos físicos que, em princípio, podem quebrar ou evaporar grãos de poeira perto do severo campo de radiação das estrelas, descobrindo que esses processos têm uma tendência a destruir grãos que estavam entre esses tamanhos sob certas condições.

Como o sistema WR 112 é um dos produtores de poeira mais prolíficos do seu tipo - produzindo o equivalente a três Luas de poeira por ano, as novas medições do tamanho dos grãos têm grandes implicações para a quantidade de poeira de carbono que os binários massivos podem contribuir para a Galáxia em geral. Ao revelar que algumas das maiores estrelas do Universo são fábricas de algumas das suas mais pequenas partículas sólidas, este estudo fornece uma peça importante que faltava no ciclo de vida da poeira cósmica.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Análise de raro sistema planetário

Sistemas planetários como o nosso Sistema Solar levam centenas de milhões de anos a evoluir.

© ESO (ilustração do sistema planetário TOI-2076)

Tendo em conta que a humanidade existe apenas há uma minúscula fração desse tempo, os astrônomos só observaram sistemas planetários no seu nascimento ou, mais frequentemente, muito depois de terem atingido a maturidade. Há uma lacuna de informação acerca do que acontece no meio.

Mas, em breve, essa compreensão irá mudar. Pela primeira vez, os astrônomos podem caracterizar em detalhe o sistema planetário TOI-2076 desde a sua descoberta em 2020. O sistema, observado em plena transição, oferece uma nova perspectiva sobre esta outrora misteriosa fase evolutiva. O estudo observa e modela potenciais marcadores da formação cósmica usando evidências importantes: a separação de um sistema planetário denso e compacto e a evaporação dinâmica das atmosferas dos planetas causada pela intensa radiação estelar.

Pesquisadores do Instituto de Tecnologia da Flórida, que usam modelos computacionais para ilustrar e estimar a evolução planetária, para testar a capacidade dos modelos em corresponder ao resultado deste sistema a partir de origens simuladas. Os seus cálculos fornecem uma forte compreensão da fugaz transição entre juventude e maturidade planetárias em todo o Universo.

Os quatro planetas do sistema orbitam uma jovem estrela anã K, com "apenas" 210 milhões de anos. Usando telescópios terrestres e dados da missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, os cientistas descobriram que os planetas estão espaçados com uma sequência orbital quase consistente, indicando que já estiveram muito próximos uns dos outros, mas que estão se afastando lentamente. Também descobriram que todos os planetas têm núcleos rochosos semelhantes com uma variedade de atmosferas diferentes: o planeta mais interior perdeu completamente os seus gases originais, enquanto os três exteriores mantiveram as suas atmosferas.

Os pesquisadores previram que a perda gradual das atmosferas originais foi impulsionada por um processo chamado fotoevaporação. Isto ocorre quando a poderosa radiação de uma fonte de energia, como uma estrela, aquece a atmosfera de um planeta até que o gás escape para o espaço. Os planetas que estão mais próximos da estrela e, portanto, recebem maiores quantidades de radiação, perderiam mais gás e ficariam com mais rocha do que os seus homólogos mais distantes.

Os cientistas utilizaram modelos de evolução para simular como a fotoevaporação moldaria a evolução de planetas semelhantes, desde a origem até à adolescência, todos nascidos com a mesma composição inicial de rocha e gás. Será que a simulação produziria o mesmo resultado observado na vida real?

Sim. Na simulação, foi descoberto que os planetas evoluíram naturalmente para um estado semelhante ao observado no sistema real. Portanto, foi possível supor que a fotoevaporação estava em ação; a radiação da estrela do sistema foi o que transformou alguns planetas em rochas nuas, enquanto deixou outros com uma atmosfera gasosa. Os modelos também indicaram que a massa do planeta, que muda com a perda de gás, contribuiu para o distanciamento gradual dos planetas numa sequência orbital. A simulação também forneceu indicações de quanto tempo leva para um sistema atingir a adolescência, sugerindo que a maior parte da perda atmosférica ocorre nos primeiros 100 milhões de anos de vida de um sistema. Após esse ponto, a formação do sistema estabiliza-se e assim permanece por bilhões de anos.

O modelo, agora atualizado com estas novas descobertas, ajudará os astrônomos a desvendar a história dos sistemas planetários mais antigos. Também pode orientar as previsões de como os planetas jovens que descobriram acabarão por evoluir. Observar TOI-2076 em plena evolução foi um feito raro que rendeu descobertas extremamente valiosas. Compreender quando um sistema planetário atinge a sua transformadora adolescência, e qual o seu aspecto, fornece um instantâneo crítico de como os sistemas infantis evoluem e se estabelecem nas configurações estáveis observadas em torno de estrelas mais antigas. A nova ligação ajudará a ilustrar uma imagem mais clara de como os sistemas planetários, incluindo aqueles como o nosso, amadurecem.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Florida Institute of Technology

A transformação de uma das maiores estrelas

Uma das maiores estrelas conhecidas, uma supergigante vermelha, de repente encolheu e esquentou, transformando-se em um tipo diferente de estrela.

© ESO / VLTI (estrela WOH G64)

Os astrônomos podem ter visto uma estrela supergigante vermelha se transformando em uma hipergigante amarela. Se confirmada, seria a mudança mais dramática já presenciada em tal estrela.

Antes que as maiores estrelas morram, elas se incham em gigantes. Nosso próprio Sol abrange mais de 1 milhão de quilômetros, mas supergigantes vermelhas pode inflar para mais de 1 bilhão de quilômetros de diâmetro antes de se tornar supernova. Se você colocasse essa supergigante vermelha, apelidada de WOH G64, no centro do nosso Sistema Solar, sua borda externa ficaria além da órbita de Júpiter.

A WOH G64 está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, ela fascina os astrônomos há décadas. Não só por seu tamanho, mas também por sua excepcional luminosidade e prodigiosa taxa de perda de massa, já que ventos poderosos levam material para longe da estrela. Mais de uma década atrás, a estrela começou uma série de mudanças dramáticas, primeiro escurecendo antes de clarear de repente, depois desaparecendo novamente.

As mudanças começaram em 2011, quando a estrela começou a escurecer. Então, em 2013 e 2014, o WOH G64 não só recuperou seu brilho inicial como o ultrapassou significativamente. Sua temperatura de superfície subiu mais de 1.000°C, transformando a estrela de vermelha em amarela como resultado. A estrela encolheu ao esquentar, esvaziando de 1.500 vezes o raio do Sol para apenas 800 raios solares.

Os traços do óxido de titânio desapareceram, e linhas de emissão proibidas emergiram. No conjunto, as mudanças sugerem uma profunda alteração nas camadas externas do astro. Por exemplo, as linhas proibidas podem vir de material ejetado que agora está brilhando. Então, em 2025, a estrela começou a desaparecer mais uma vez para menos da metade de seu brilho, caindo cerca de duas magnitudes em menos de um ano. Agora os astrônomos acham que esse comportamento pode ser explicado se WOH G64 pertence a um sistema binário.

Existem dois cenários possíveis: O primeiro é que o sistema estava embutido em um envelope comum que imitava uma supergigante vermelha. A ejeção parcial desse invólucro revelou, então, as duas estrelas. Alternativamente, a estrela primária pode ter sofrido anteriormente um episódio eruptivo excepcional, com mais de 30 anos de duração. Agora, está voltando a um estado mais silencioso mesmo com o calor, com menos erupções dominadas pelo vento. Ambas as possibilidades são extremamente raras.

Observações de estrelas antes de se tornarem supernovas não conseguiram aumentar as supergigantes vermelhas mais luminosas. Uma solução proposta é que tais estrelas evoluam de volta para estados mais quentes antes que explodam. Se é isso que está acontecendo aqui, o WOH G64 pode oferecer um raro vislumbre em tempo real dessa transição indescritível.

Veja outras informações no blog: A primeira imagem de uma estrela fora da Via Láctea.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope

Estrela jovem soprando bolhas

Pela primeira vez, uma versão muito mais jovem do Sol foi apanhada em flagrante fazendo bolhas na Galáxia.

© Chandra / Hubble (estrela HD 61005)

A bolha, chamada astrosfera, rodeia completamente a estrela juvenil. Os ventos da superfície estelar estão soprando a bolha e a enchendo de gás quente à medida que se expande para o gás galáctico muito mais frio e para a poeira que rodeia a estrela.

O Sol tem uma bolha semelhante ao seu redor, chamada heliosfera, criada pelo vento solar. Estende-se muito para além dos planetas do nosso Sistema Solar e protege a Terra das partículas nocivas do espaço interestelar.

Esta é a primeira imagem de uma astrosfera que os astrônomos obtiveram em torno de uma estrela semelhante ao Sol. Mostra uma emissão ligeiramente alargada, em vez de um único ponto de luz como se vê em outras estrelas semelhantes. 

A estrela chama-se HD 61005 e está localizada a cerca de 120 anos-luz da Terra, o que a torna relativamente próxima. HD 61005 tem aproximadamente a mesma massa e temperatura que o Sol, mas é muito mais jovem, com uma idade de cerca de 100 milhões de anos, em comparação com a idade do Sol, que é de cerca de 5 bilhões de anos. Por ser tão jovem, HD 61005 tem um vento de partículas muito mais forte soprando da sua superfície, que viaja cerca de 3 vezes mais depressa e é cerca de 25 vezes mais denso do que o vento do Sol. Isto amplifica o processo de sopro das bolhas da astrosfera e imita o comportamento do nosso Sol há bilhões de anos.

As observações com o telescópio espacial Hubble mostraram que a matéria interestelar que rodeia HD 61005 é cerca de mil vezes mais densa do que a que rodeia o Sol. Desde a década de 1990 que os astrônomos têm tentado captar uma imagem de uma astrosfera em torno de uma estrela semelhante ao Sol.

O telescópio de raios X Chandra conseguiu detectar a astrosfera em torno de HD 61005 porque esta está produzindo raios X à medida que o vento estelar vai atingindo a poeira e o gás interestelar mais frios que rodeiam a estrela. O denso ambiente galáctico local, combinado com a visão de raios X de alta resolução do Chandra, o forte vento estelar e a proximidade da estrela, ajudaram a criar um forte sinal de raios X, permitindo a descoberta de uma astrosfera em torno de HD 61005. Tem um diâmetro cerca de 200 vezes superior à distância da Terra ao Sol.

O Sol não só passou provavelmente por uma fase de desenvolvimento semelhante à de HD 61005 quando era mais jovem, como também viajou provavelmente por uma região mais densa de poeira e gás do que aquela onde o Sol se encontra atualmente, reforçando a ligação com HD 61005. É espantoso pensar que a heliosfera protetora só se estenderia até à órbita de Saturno se estivéssemos na parte da Galáxia onde a HD 61005 está localizada, ou, inversamente, que a HD 61005 teria uma astrosfera 10 vezes mais larga do que a do Sol se estivesse localizada aqui. 

A HD 61005 não é visível da Terra a olho nu, mas está suficientemente perto para que os observadores do céu a possam ver usando binóculos. Os primeiros indícios de emissão de raios X da estrela central foram baseados numa breve observação de uma hora de HD 61005 pelo Chandra em 2014. Em 2021, os astrônomos observaram HD 61005 durante quase 19 horas, o que permitiu a detecção da estrutura astrosférica alargada.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Localizada antiga estrela que explodiu como supernova

Há quarenta milhões de anos, uma estrela numa galáxia próxima explodiu, espalhando material pelo espaço e produzindo um brilhante clarão.

© STScI (galáxia espiral NGC 1637)

A imagem principal à esquerda mostra uma visão combinada do Webb e do Hubble da galáxia espiral NGC 1637, com a região de interesse no canto superior direito. Os três painéis restantes mostram uma visão detalhada de uma estrela supergigante vermelha antes e depois de explodir. A estrela não é visível na imagem do Hubble antes da explosão, mas aparece na imagem do Webb. A observação de julho de 2025 do Hubble mostra as consequências brilhantes da explosão.

A luz gerada viajou pelo cosmos, chegando à Terra no dia 29 de junho de 2025, onde foi detectada pelo levantamento ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). Os astrónomos imediatamente viraram os seus instrumentos para esta nova supernova, designada 2025pht, no intuito de aprender mais sobre ela. Mas uma equipe de cientistas voltou-se ao invés para os arquivos, procurando usar imagens pré-supernova para identificar exatamente qual a estrela, entre tantas, havia explodido. E tiveram sucesso.

Imagens da galáxia NGC 1637 tiradas pelo telescópio espacial James Webb mostraram uma única estrela supergigante vermelha localizada exatamente onde a supernova agora brilha. Isto representa a primeira deteção evidenciada da progenitora de uma supernova pelo Webb.

Ao alinhar cuidadosamente as imagens de NGC 1637 obtidas pelo Hubble e pelo Webb, a equipe conseguiu identificar a estrela progenitora nas imagens tiradas pelos instrumentos MIRI (Mid-Infrared Instrument) e NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb em 2024. Descobriram que a estrela parecia surpreendentemente vermelha, uma indicação de que estava rodeada por poeira que bloqueava os comprimentos de onda mais curtos e azuis da luz.

Este excesso de poeira pode ajudar a explicar um problema de longa data na astronomia que poderia ser descrito como o caso das supergigantes vermelhas desaparecidas. Os astrônomos esperam que a maioria das estrelas mais massivas, que explodem como supernovas, também sejam as mais brilhantes e luminosas. Portanto, deveriam ser fáceis de identificar em imagens pré-supernova.

No entanto, não tem sido esse o caso. Uma explicação possível é que as estrelas mais massivas e envelhecidas também são as mais empoeiradas. Se estiverem rodeadas por grandes quantidades de poeira, a sua luz pode ser atenuada a ponto de se tornar indetectável. As observações Webb da supernova 2025pht apoiam essa hipótese.

A equipe não ficou surpresa apenas com a quantidade de poeira, mas também com a sua composição. A aplicação de modelos computacionais às observações do Webb indicou que a poeira é provavelmente rica em carbono, quando era esperado que fosse mais rica em silicatos. A equipe especula que este carbono pode ter sido "dragado" do interior da estrela pouco antes de ela explodir.

A equipe está agora a trabalhar para procurar supergigantes vermelhas semelhantes que possam explodir como supernovas. As observações do futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA podem ajudar nesta busca. O Roman terá a resolução, sensibilidade e cobertura de comprimento de onda infravermelho para não só ver estas estrelas, mas também potencialmente testemunhar a sua variabilidade à medida que elas ejetam grandes quantidades de poeira perto do fim das suas vidas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma galáxia medusa distante

Astrofísicos da Universidade de Waterloo observaram uma nova galáxia medusa, a mais distante do seu gênero alguma vez captada.

© Webb (galáxia ESO 137-001)

As galáxias medusas têm este nome devido às longas correntes, semelhantes a tentáculos, que seguem atrás delas. Movem-se rapidamente através do seu aglomerado de galáxias quente e denso, e o gás no interior do aglomerado atua como um vento forte que empurra o gás da própria galáxia medusa para trás, formando rastos. O termo técnico para este processo é "despojamento por pressão dinâmica".

Os cientistas de Waterloo encontraram esta galáxia em dados do espaço profundo captados pelo telescópio espacial James Webb. Encontra-se a z = 1,156, o que significa que a estamos vendo como era há 8,5 bilhões de anos, quando o Universo era muito mais jovem. Os dados fornecem uma visão rara sobre a forma como as galáxias se transformaram no Universo primitivo e desafiam as ideias de como o Universo teria sido nesta época.

A equipe fez a descoberta enquanto examinava o campo COSMOS (Cosmic Evolution Survey Deep field), uma zona particular do céu que muitos telescópios têm observado para estudar galáxias distantes. Os astrônomos escolheram esta zona porque está longe do plano da Via Láctea e, por isso, há pouca contaminação de estrelas e poeiras de nossa galáxia. Situa-se numa região do céu visível tanto do hemisfério norte como do hemisfério sul e não tem objetos brilhantes em primeiro plano, fornecendo uma visão desobstruída do Universo distante.

Esta galáxia medusa descoberta tem um disco galáctico de aspecto normal e nós azuis brilhantes nos seus rastros, que são estrelas muito jovens. A idade das estrelas sugere que foram formadas fora da galáxia principal, nos trechos de gás despojado, o que é de esperar numa galáxia desta natureza.

A informação recolhida através do estudo desta galáxia desafiou algumas crenças anteriores sobre o que estava acontecendo no espaço profundo naquele momento. Os cientistas acreditavam que os aglomerados de galáxias ainda estavam se formando e que o despojamento por pressão dinâmica era incomum.

Os pesquisadores fizeram três descobertas adicionais que podem mudar a forma como compreendemos o Universo. A primeira é que os ambientes dos aglomerados já eram suficientemente severos para despojar as galáxias, e a segunda é que os aglomerados de galáxias podem alterar fortemente as propriedades das galáxias mais cedo do que o esperado. Outra é que todos os desafios enumerados podem ter contribuído para criar a grande população de galáxias mortas que vemos atualmente nos aglomerados de galáxias. Estes dados fornecem uma visão rara sobre a forma como as galáxias se transformaram no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Waterloo

Mapeamento da atmosfera superior de Urano

Pela primeira vez, uma equipe internacional de astrônomos mapeou a estrutura vertical da atmosfera superior de Urano, descobrindo como a temperatura e as partículas carregadas variam com a altura no planeta.

© Webb (atmosfera superior de Urano)

Utilizando o instrumento NIRSpec do telescópio espacial James Webb, a equipe observou Urano durante quase uma rotação completa, detectando o brilho tenue das moléculas acima das nuvens.

Os resultados oferecem uma nova janela para a forma como os planetas gigantes gelados distribuem a energia nas suas camadas superiores. O estudo mapeou a temperatura e a densidade dos íons na atmosfera que se estende até 5.000 km acima do topo das nuvens de Urano, uma região chamada ionosfera onde a atmosfera se ioniza e interage fortemente com o campo magnético do planeta.

Estes dados únicos fornecem o retrato mais detalhado até agora de onde se formam as auroras do planeta, como são influenciadas pelo seu campo magnético incomumente inclinado e como a atmosfera de Urano tem continuado a arrefecer ao longo das últimas três décadas. As medições mostram que as temperaturas atingem o seu pico entre 3.000 e 4.000 km, enquanto as densidades iônicas atingem o seu máximo por volta dos 1.000 km, revelando claras variações longitudinais ligadas à complexa geometria do campo magnético.

A equipe mediu uma temperatura média de cerca de 426 K (cerca de 153º C), inferior aos valores registados por telescópios terrestres ou por naves espaciais anteriores. Foram detectadas duas bandas aurorais brilhantes perto dos polos magnéticos de Urano, juntamente com uma diminuição distinta da emissão e da densidade de íons em parte da região entre as duas bandas (uma característica provavelmente ligada a transições nas linhas do campo magnético).

Foram observadas regiões mais escuras semelhantes em Júpiter, onde a geometria do campo magnético controla a forma como as partículas carregadas viajam através da atmosfera superior. A magnetosfera de Urano é uma das mais estranhas do Sistema Solar. Está inclinada e deslocada do eixo de rotação do planeta, o que significa que as suas auroras varrem a superfície de formas complexas. O Webb mostrou-nos agora até que ponto esses efeitos se estendem na atmosfera. Ao revelar a estrutura vertical de Urano com tanto pormenor, o Webb está ajudando a compreender o balanço energético dos gigantes gelados. Este é um passo crucial para caracterizar os planetas gigantes localizados além do nosso Sistema Solar.

A pesquisa foi publicada na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: ESA

Observando uma estrela se transformando num buraco negro

Os astrônomos observaram uma estrela moribunda que se transformou num buraco negro.

© Caltech (animação de estrela que colapsou formando um buraco negro)

Esta observação notável é o registo observacional mais completo alguma vez feito da transformação de uma estrela num buraco negro, permitindo aos astrônomos construir uma abrangente imagem física do processo. 

Combinando observações recentes da estrela com mais de uma década de dados de arquivo, os astrônomos confirmaram e refinaram modelos teóricos de como estrelas tão massivas se transformam em buracos negros. A equipe descobriu que a estrela não explodiu como uma supernova no final da sua vida; em vez disso, o núcleo da estrela colapsou num buraco negro, expulsando lentamente as suas camadas exteriores turbulentas no processo. A descoberta ajudará a explicar porque é que algumas estrelas massivas se transformam em buracos negros quando morrem, enquanto outras não.

A estrela agora extinta, chamada M31-2014-DS1, está localizada a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância da Terra, na vizinha galáxia de Andrômeda. Os pesquisadores analisaram as medições da estrela efetuadas pelo projeto NEOWISE da NASA e por outros telescópios terrestres e espaciais durante um período que vai de 2005 a 2023. Descobriram que a luz infravermelha de M31-2014-DS1 começou a aumentar de brilho em 2014. Depois, em 2016, a estrela caiu rapidamente muito abaixo da sua luminosidade original em apenas um ano. Observações em 2022 e 2023 mostraram que a estrela desapareceu essencialmente no visível e no infravermelho próximo, tornando-se 10.000 vezes menos brilhante nestes comprimentos de onda. O seu remanescente é agora apenas detectável no infravermelho médio, onde brilha com apenas um-décimo do brilho anterior.

Comparando estas observações com previsões teóricas, os pesquisadores concluíram que o dramático desvanecimento da estrela para uma fração tão pequena do seu brilho total original constitui uma forte evidência de que o seu núcleo colapsou e se tornou um buraco negro. As estrelas fundem hidrogênio em hélio nos seus núcleos, e esse processo gera uma pressão externa para equilibrar a incessante atração interna da gravidade. Quando uma estrela massiva, cerca de 10 ou mais vezes mais massiva do que o nosso Sol, começa a ficar sem combustível, o equilíbrio entre as forças internas e externas é perturbado. A gravidade começa a colapsar a estrela, e o seu núcleo sucumbe primeiro para formar uma densa estrela de nêutrons no centro. Muitas vezes, a emissão de neutrinos neste processo gera uma poderosa onda de choque que é suficientemente explosiva para rasgar a maior parte do núcleo e das camadas exteriores numa supernova. No entanto, se a onda de choque de neutrinos não conseguir empurrar o material estelar para fora, a teoria há muito que sugere que a maior parte do material estelar cairia de novo na estrela de nêutrons, formando um buraco negro.

As observações e análises de M31-2014-DS1 permitiram à equipe reinterpretar as observações de uma estrela semelhante, NGC 6946-BH1. Isto levou a um importante avanço na compreensão do que aconteceu às camadas exteriores que envolveram a estrela depois desta não ter conseguido entrar em supernova e ter colapsado num buraco negro, devido à convecção.

A convecção é um subproduto das grandes diferenças de temperatura no interior da estrela. O material perto do centro da estrela é extremamente quente, enquanto as regiões exteriores são muito mais frias. Esta diferença faz com que os gases no interior da estrela se desloquem das regiões mais quentes para as mais frias. Quando o núcleo da estrela entra em colapso, o gás nas suas camadas exteriores continua a mover-se rapidamente devido a esta convecção.

O gás em movimento em torno deste buraco negro recém-formado continua na sua órbita caótica, mesmo quando é lentamente puxado para dentro. Assim, a lenta queda gerada pela convecção impede que a estrela inteira colapse diretamente no buraco negro recém-nascido. Em vez disso, os pesquisadores propõem que, mesmo depois do núcleo implodir, uma parte do material cai lentamente ao longo de muitas décadas. Apenas cerca de um por cento do gás do invólucro estelar original cai no buraco negro, alimentando a luz que dele emana atualmente. 

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: California Institute of Technology