O que se esconde nas sombras de Betelgeuse?

A famosa estrela Betelgeuse tem uma hóspede misteriosa!

© NRAO / M. Weiss (ilustração das estrelas Sirwarha e Betelgeuse)

A estrela companheira está causando perturbações atmosféricas tão sutis que mais parece estar produzindo ruídos fantasmagóricos. Novos dados sugerem que a sua estrela companheira, recentemente descoberta, Siwarha, é a responsável por esta perturbação.

A estrela Betelgeuse, uma supergigante vermelha brilhante que marca o ombro da constelação de Órion, há muito que cativa tanto astrônomos como observadores do céu, nunca tanto como no final de 2019 e início de 2020, quando escureceu drasticamente até atingir o seu nível mais fraco em mais de um século de registos.

Agora, um novo estudo que utilizou o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) mostra que a atmosfera extensa da estrela se recuperou em grande parte desse episódio, e os mesmos dados revelam novas evidências convincentes de que a atmosfera de Betelgeuse está sendo ativamente perturbada pela referida companheira estelar.

Os resultados do Observatório Haystack do MIT (Massachusetts Institute of Technology), do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian, da Universidade de Manchester e do ESO (European Southern Observatory), baseiam-se em observações realizadas em sete frequências de rádio, de 22 GHz a 485 GHz, recolhidas entre 2021 e 2026. Uma vez que as ondas de rádio de diferentes frequências exploram diferentes profundidades na atmosfera de uma estrela, os dados combinados do VLA e do ALMA permitiram à equipe construir uma imagem camada a camada da atmosfera de Betelgeuse, desde logo acima da sua superfície visível até várias vezes o raio da estrela.

Em 2019, meses antes do "Grande Escurecimento" (quando Betelgeuse ejetou bilhões de toneladas de material solar, bloqueando parcialmente a nossa visão), um estudo tinha revelado que a atmosfera de Betelgeuse, nos comprimentos de onda de rádio, estava incomumente fria, um sinal de que uma onda de choque desencadeada pela convecção nas profundezas da estrela tinha perturbado o gás nas suas camadas exteriores, preparando o terreno para a enorme explosão formadora de poeira que se seguiu. 

As novas observações mostram que a temperatura de brilho da atmosfera da estrela, nesses mesmos comprimentos de onda, voltou desde então a subir para níveis mais habituais. O gás da estrela atinge agora cerca de 3.500 Kelvin (comparável à própria temperatura da superfície de Betelgeuse) num raio de aproximadamente 2,7 vezes o tamanho da própria estrela. A equipe atual também confirmou um "mínimo de temperatura" há muito suspeitado na atmosfera de Betelgeuse, uma camada fria situada entre a superfície visível da estrela e a cromosfera acima.

As medições do ALMA na frequência mais elevada, que chegaram mais perto da superfície da estrela do que nunca, revelaram que as temperaturas do gás desciam para cerca de 2.200 Kelvin, mais de 1.000 Kelvin mais frias do que a própria fotosfera. Essa camada fria coincide com a chamada "MOLesfera", uma camada de gás molecular há muito inferida a partir de observações no infravermelho, mas raramente explorada de forma tão direta em comprimentos de onda de rádio. Talvez o resultado mais marcante diga respeito à estrela companheira de Betelgeuse recentemente identificada, Siwarha, cuja existência foi proposta em 2024 para explicar o misterioso ciclo de brilho de 2.100 dias da estrela e que, desde então, tem sido corroborada por imagens diretas e estudos espectroscópicos.

Uma vez que Betelgeuse significa "a mão de al-Jawza" em árabe, a estrela companheira foi batizada de Siwarha, que significa "a sua pulseira". Pensa-se que Siwarha orbite nas profundezas da atmosfera estendida de Betelgeuse, a uma distância de apenas cerca do dobro do raio da estrela gigante. Esta companheira orbita tão perto da estrela que, na verdade, atravessa a sua atmosfera estendida.

As novas observações de Betelgeuse, mostram que a presença de Siwarha está produzindo efeitos observáveis. Embora a própria Siwarha seja provavelmente demasiado fraca para ser detectada diretamente em comprimentos de onda de rádio, a equipe calculou que seria dezenas a centenas de vezes demasiado fraca para ser visível nas suas observações; a sua presença gravitacional e física parece deixar uma marca na sua vizinha gigante.

 Ao medir a forma sutil semelhante a um ovo ("elipticidade") da atmosfera emissora de rádio de Betelgeuse ao longo de vários períodos, os pesquisadores descobriram que a estrela se torna visivelmente mais alongada perto dos momentos em que se espera que a companheira esteja na sua maior separação aparente de Betelgeuse, e mais redonda quando se espera que a companheira esteja passando à frente ou atrás da estrela. É um pouco como observar ondulações num lago e conseguir deduzir que algo está se movendo logo abaixo da superfície.

Os astrônomos não conseguem ver a companheira diretamente nos comprimentos de onda de rádio, mas conseguem ver a sua influência na forma da atmosfera de Betelgeuse à medida que esta se move na sua órbita. A equipe salienta que serão necessárias observações adicionais que abranjam uma gama mais completa da órbita da companheira, particularmente em frequências ainda não bem amostradas, para confirmar e aperfeiçoar estas descobertas.

Espera-se que futuros observatórios, como o ngVLA (Next Generation Very Large Array), atualmente em desenvolvimento, tornem esses estudos muito mais rotineiros, oferecendo uma visão ainda mais nítida de como as estrelas supergigantes vermelhas, como Betelgeuse, liberam material e evoluem nas fases finais das suas vidas, e de como a atração de uma companheira próxima pode moldar esse processo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Nuvens num planeta de lava

Um planeta rochoso de lava, que outrora se pensava ser demasiado extremo para possuir uma atmosfera, parece estar envolto numa atmosfera com uma camada refletora de nuvens de minerais de silicato vaporizados, a mesma família de compostos que constitui o quartzo e a areia.

© CryoDragon Inc (ilustração do exoplaneta TOI-561 b e da sua estrela)

A professora de física e astronomia da Universidade de Waterloo, Lisa Dang, e os seus colaboradores utilizaram o telescópio espacial James Webb (JWST) para observar o exoplaneta de lava TOI-561 b durante 37 horas, captando quase quatro voltas completas do planeta em torno da sua estrela. Foi medido como o brilho e o calor do planeta mudavam ao longo da sua órbita. 

Esta técnica, conhecida como curva de fase, revelou que o planeta reflete uma quantidade significativa de luz da sua estrela e que o calor está sendo redistribuído ao redor do planeta, em vez de se concentrar apenas no lado iluminado pela estrela. Em conjunto, estes indícios apontam para a presença de uma atmosfera.

O primeiro estudo constatou que o lado diurno era muito mais frio do que o esperado para uma rocha nua e escura tão próxima da sua estrela. Esse calor em falta poderia ser transportado para o lado noturno ou refletido antes mesmo de o planeta o absorver. Ao observar a órbita completa, a equipe conseguiu ver pela primeira vez o lado noturno, que está sempre virado para o lado oposto à estrela, e descobriu que não é suficientemente quente para explicar a diferença.

Em vez disso, TOI-561 b deve refletir cerca de três-quartos da luz estelar que incide sobre ele, o que é comparável a Vênus. Para explicar este brilho, a equipe comparou as observações com uma simulação computacional do clima do planeta. Estas sugerem que nuvens compostas por minerais de silicato, incluindo dióxido de silício (SiO2) e silicato de magnésio (MgSiO3), poderiam formar-se no lado diurno do planeta e funcionar como um protetor solar. Ao refletirem a luz da estrela e manterem o planeta mais fresco, as nuvens podem ajudar o planeta a reter uma atmosfera que, de outra forma, seria arrancada.

Os resultados vêm reforçar evidências anteriores de que TOI-561 b possui uma atmosfera densa, provavelmente reabastecida por gases liberados do seu interior fundido. A composição dessa atmosfera continua sendo uma questão em aberto. Pode tratar-se de uma densa camada de dióxido de carbono, como uma versão muito mais quente de Vênus, ou pode ser rica em dióxido de enxofre, um gás expelido pela lua vulcânica de Júpiter. O planeta tem um oceano de rocha fundida cobrindo a sua superfície, o que poderia funcionar como um vulcão à escala planetária que alimenta constantemente a sua atmosfera.

A próxima grande questão que os pesquisadores procuram responder é se a atmosfera de TOI-506 b se assemelha à de Vênus ou a uma atmosfera extremamente rarefeita. Observar o planeta em comprimentos de onda mais longos com o JWST poderá fornecer novas perspectivas e ajudar a explicar como é que um planeta tão quente conseguiu manter uma atmosfera durante bilhões de anos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: University of Waterloo

Última grande transição de fase do Universo

Pesquisadores revelaram resultados surpreendentes que poderão redefinir a nossa compreensão de uma transição fundamental no Universo primitivo.

© S. Wang (ilustração de estrelas massivas emitindo radiação ionizante)

Nos primeiros bilhões de anos após o Big Bang, o Universo estava repleto de uma névoa de hidrogênio neutro que era impenetrável à luz ultravioleta. Hoje, porém, essa névoa dissipou-se graças a uma época que teve início há cerca de 13 bilhões de anos, conhecida como reionização. Durante a reionização, a radiação energética proveniente das galáxias do Universo primitivo colidiu com o hidrogênio neutro que constituía a névoa e dividiu-o em prótons e elétrons carregados, ou ionizados. Por fim, quando ionizou a maior parte do hidrogênio que preenchia o espaço intergaláctico, isso marcou o fim da reionização e é assim que vemos o Universo hoje. A reionização é a última grande transição de fase do Universo.

No entanto, identificar as fontes desta radiação ionizante e compreender como esta escapou das primeiras galáxias constitui um desafio central na astronomia. Uma das principais teorias acerca do que permitiu a reionização era a de que os ventos criados por supernovas, ou pela explosão de estrelas massivas, nas primeiras galáxias abriram caminho para que a radiação ionizante escapasse.

Agora, porém, utilizando o telescópio espacial Hubble para observar galáxias próximas, os astrônomos demonstraram que esses ventos estão, na verdade, ausentes nas galáxias de onde a radiação ionizante escapa. As descobertas reforçam uma teoria alternativa por trás da reionização. Esta teoria defende que a atividade de estrelas jovens ajudou a radiação a escapar, antes de as explosões de supernova criarem ventos suficientemente poderosos para remodelar as galáxias.

As supernovas desempenham um papel central nas simulações hidrodinâmicas cosmológicas que explicam como a radiação ionizante escapa das galáxias. As descobertas destacam a necessidade de examinar como a radiação e os ventos provenientes de estrelas jovens moldam o gás circundante antes da explosão das primeiras supernovas. Com o telescópio espacial Hubble, a equipe observou galáxias "starburst" próximas, ou seja, galáxias onde as estrelas se formam a um ritmo fugaz, que se assemelham a algumas das galáxias que se pensa terem ajudado a reionizar o Universo primitivo.

Os pesquisadores analisaram os espectros destas galáxias, medindo quais os comprimentos de onda de luz que escapam das galáxias e as velocidades dos seus ventos galácticos. O gás presente nestes ventos absorve luz em comprimentos de onda específicos, deixando quebras nos espectros cujas posições e larguras revelam a forma como o gás se move. Foi descoberto que as galáxias com os ventos mais rápidos permitiam que escapasse a menor fração de radiação ionizante.

Parece que a energia proveniente das supernovas agitou o ambiente circundante e aumentou, em vez de diminuir, a cobertura de gás neutro e poeira que suprime a fuga da radiação ionizante.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Johns Hopkins University

Estrela morta e corpos planetários

Astrônomos descobriram um disco raro de restos em torno duma estrela morta que nos fornece uma ideia do que poderá acontecer ao nosso Sistema Solar.

© ESO (ilustração anã branca J1328−1450)

Ao contrário do que se observa em sistemas semelhantes descobertos anteriormente, restos de planetas que outrora orbitavam esta estrela estão organizados num disco duplo, com as duas partes separadas por um espaço bastante bem marcado. O disco agora observado parece ter sido moldado por dois corpos planetários, um deles possivelmente do tamanho de Plutão, que sobreviveram à morte violenta da sua estrela hospedeira.

A estrela central deste sistema, J1328−1450, é uma anã branca, o núcleo denso e esgotado que restou quando uma estrela semelhante ao nosso Sol deixou de brilhar. À medida que entram nas fases finais da sua vida, estrelas como o Sol expandem-se e lançam as suas camadas exteriores para o espaço, engolindo e destruindo os planetas próximos. Os corpos rochosos que sobrevivem podem fragmentar-se, formando um disco em torno da estrela central extinta. No entanto, o disco em torno de J1328−1450 mostra-se diferente dos observados em torno de outras estrelas mortas: em vez de ter apenas um anel de detritos planetários vaporizados, a estrela encontra-se rodeada por dois anéis de restos concêntricos. 

Esta complexa estrutura dupla é provavelmente mantida por dois corpos semelhantes a planetas que sobreviveram, em órbitas separadas, ao apagar da estrela. Estima-se que o objeto que se encontra no anel interior tenha o tamanho de um asteroide típico, com alguns quilômetros de diâmetro, enquanto o do exterior poderá ser tão grande como Plutão, ou até como a nossa Lua. Todos os discos de restos que são conhecidos em torno de anãs brancas foram identificados pela mesma assinatura observacional, que indica a presença de um único disco plano e rotativo.

Estas novas observações, realizadas com o instrumento X-Shooter do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), no deserto chileno do Atacama, mostram que o sistema J1328−1450 não se encontra nesta categoria, revelando em vez disso, a assinatura inconfundível de um disco duplo. As observações revelam também que este disco contém elementos como o cálcio, o oxigênio, o magnésio e o ferro, indicando que a sua composição é semelhante à do material planetário rochoso encontrado no nosso Sistema Solar.

Adicionalmente, os dados indicam também que os dois anéis do disco têm composições bastante diferentes entre si, sendo o anel interior rico em magnésio gasoso e o exterior praticamente desprovido deste. Isto sugere que os planetesimais que alimentam os anéis tiveram origem em dois planetas com composições diferentes. Uma explicação alternativa é que sejam o resultado de diferentes partes de um corpo celeste, como a crosta e o núcleo de um planeta.

O nosso Sistema Solar poderá ter um fim semelhante, uma vez que o nosso Sol se irá transformar, num futuro longínquo, numa anã branca, num processo que poderá destruir a Terra.

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

O paradoxo da idade da Nebulosa de Órion

A Nebulosa de Órion é uma vasta região de formação estelar visível a olho nu.

© STScI (os girinos da Nebulosa de Órion)

Algumas das jovens estrelas da Nebulosa de Órion estão rodeadas por discos de gás e poeira, nos quais se formam planetas. A radiação proveniente da estrela massiva central, 1 Ori C1 (Theta-1 Orionis C1), retira gradualmente material desses discos, conferindo-lhes formas que se assemelham a girinos. Os discos estão perdendo massa tão rapidamente que, dada a idade das estrelas (cerca de um milhão de anos), já deveriam ter desaparecido há muito tempo. A grande camada de gás que rodeia a estrela central apresenta outro enigma. A estrela põe o gás circundante em movimento, fazendo com que a camada se expanda a cerca de 13 km/s. Extrapolando para trás a partir desta velocidade, sugere-se que a camada se formou há apenas algumas centenas de milhares de anos. As estrelas são, portanto, muito mais antigas do que tanto a camada de gás como os discos de poeira parecem ser.

Este é o paradoxo da idade da Nebulosa de Órion. A astrônoma da Universidade de Leiden, Maite Wilhelm, e os seus colegas propõem um novo cenário que poderia explicar ambos os enigmas. Sugerem que 1 Ori C1, que tem uma massa cerca de 33,5 vezes superior à do Sol, formou-se quando um sistema estelar binário se fundiu. Os pesquisadores suspeitam que uma terceira estrela tenha perturbado o sistema, empurrando uma das estrelas para fora da sua órbita estável e acabando por provocar a colisão entre as duas estrelas. Se as duas estrelas se fundiram há algumas centenas de milhares de anos, a luminosidade da estrela resultante (a quantidade de luz que emite) deve ter aumentado acentuadamente a partir desse momento.

Os pesquisadores utilizaram simulações computacionais para analisar se este cenário poderia explicar as observações. As simulações revelaram que o cenário é plausível. Antes da colisão, as duas estrelas emitiam muito menos radiação, permitindo que os discos de poeira circundantes sobrevivessem durante a maior parte da sua existência. Só após a fusão é que a radiação da estrela aumentou acentuadamente, provocando a rápida evaporação dos discos.

A rápida expansão da camada de gás, no entanto, requer uma explicação adicional. Estima-se que a fusão, por si só, forneça trinta vezes mais força motriz, enquanto é necessário um fator de cem para explicar a expansão observada. Suspeita-se que o gás frio proveniente dos discos de poeira em evaporação também desempenhe uma função. À medida que este gás se mistura com o gás quente no interior da bolha em expansão, poderá fornecer a força motriz adicional necessária.

O cenário proposto poderia também explicar duas outras características incomuns de 1 Ori C1: o seu campo magnético inclinado, tal como observado, e um ligeiro excesso de nitrogênio na estrela. Esta teoria mostra que efeitos sutis em sistemas estelares triplos podem ter um grande impacto nos ambientes em que as estrelas se formam e, potencialmente, até mesmo nos planetas que ainda estão tomando forma.

Um artigo foi pulicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leiden University

Clave de Sol: Fonte incomum de rádio quente de raios X

O que é a Clave de Sol?

© Chandra / ASTRON (Clave de Sol)

Esta estrutura de rádio incomum se estende por mais de 2 milhões de anos-luz e se assemelha a um símbolo musical comum, a clave de sol, mas sua luz visível está oculta pela nossa própria Via Láctea.

Examinada em 2004, a natureza de VLSS J0318.9+5755, apelidada de Clave de Sol, permaneceu desconhecida. Observações recentes do observatório de raios X Chandra e do eROSITA, no entanto, levaram à hipótese de que a nuvem central de partículas carregadas da Clave de Sol foi originalmente expelida por um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia.

Após a emissão de rádio dessas partículas ter diminuído, elas podem ter sido revigoradas por uma onda de choque da colisão de dois aglomerados de galáxias. A imagem composta em destaque mostra a emissão de rádio em vermelho, enquanto os raios X descobertos recentemente são mostrados em azul.

Objetos incomuns como a Clave de Sol fornecem à humanidade pistas inesperadas sobre como aglomerados inteiros de galáxias interagem, bem como sobre a evolução geral do nosso Universo.

Fonte: NASA

Duas famílias distintas de sistemas planetários

A estrela hospedeira deixa a sua marca na geração de sistemas planetários.

© INAF (duas famílias distintas de sistemas planetários)

A ilustração esquemática mostra a ligação entre as propriedades estelares e as arquiteturas dos sistemas planetários. Diferentes ambientes de formação estelar produzem estrelas e discos protoplanetários com diferentes massas e abundâncias de elementos pesados, o que, por sua vez, molda as arquiteturas dos sistemas multiplanetários que aí nascem. As estrelas de menor massa e metalicidade subsolar tendem a abrigar sistemas compactos com níveis mais baixos de excitação dinâmica, povoados por planetas menores, mas mais numerosos (à esquerda). Em contrapartida, as estrelas de maior massa, com metalicidades que variam entre a solar e a supersolar, tendem a abrigar sistemas com menos planetas, mas mais massivos, em órbitas mais amplas. Estes sistemas apresentam maior excitação dinâmica, provavelmente devido a instabilidades gravitacionais que podem ejetar alguns dos planetas formados originalmente (à direita).

Ao analisar uma amostra de trezentos dos sistemas planetários mais bem caracterizados entre os mais de mil conhecidos na Via Láctea, uma equipe internacional liderada pelo INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), na Itália, descobriu que os sistemas multiplanetários identificados até agora pertencem a duas "famílias" distintas.

O estudo demonstra pela primeira vez uma verdadeira "ligação genética" entre a estrela hospedeira e os seus planetas, que molda o nascimento, a evolução dinâmica e a estabilidade futura de todo o sistema planetário. A primeira família é constituída por sistemas extensos e massivos, frequentemente com massas totais entre o dobro e dez vezes a do Sistema Solar, que orbitam estrelas mais massivas e ricas em metais (ou seja, elementos para além do hidrogênio e do hélio) do que o nosso Sol. A segunda família, por sua vez, inclui sistemas compactos e de menor massa, constituídos por planetas com massas e tamanhos comparáveis, que orbitam estrelas com massa e metalicidade iguais ou inferiores às do Sol, a distâncias que, na maioria dos casos, são muito mais íntimas do que as de Mercúrio no Sistema Solar.

Para distinguir entre as duas, os pesquisadores utilizaram uma série de parâmetros que permitem comparar as características destes sistemas tão diferentes. Por exemplo, os sistemas da primeira família apresentam uma elevada "temperatura dinâmica". Medida através de um parâmetro que quantifica o desvio do sistema em relação a uma configuração não perturbada, com todas as órbitas circulares no mesmo plano, esta característica revela um passado marcado por violentas instabilidades gravitacionais, colisões gigantescas e ejeções planetárias. Os membros da segunda família apresentam vestígios de histórias dinâmicas menos violentas, mais próximas do nosso Sistema Solar.

A questão fundamental da qual partimos foi: o que determina as características dos sistemas planetários tal como os vemos hoje? São estabelecidas no momento do nascimento ou moldadas pela evolução ao longo do tempo? Os resultados mostram que existe uma ligação genética entre os sistemas planetários e as suas estrelas e que, dependendo da estrela em torno da qual nascem, essa ligação também determina o seu destino. Mesmo variações modestas no ambiente de formação planetária, devidas a diferentes propriedades estelares, podem alterar radicalmente a natureza do sistema em formação e a sua evolução futura, determinando se este será caracterizado por fases de instabilidade acentuada e impactos gigantes.

A principal dificuldade durante a análise dos dados foi determinar se as duas famílias de sistemas planetários eram reais ou apenas uma ilusão criada pelos limites tecnológicos das técnicas de observação atuais. No final do percurso, tornou-se claro que os efeitos de seleção revelavam a existência de diversidades estruturais muito mais profundas entre estes sistemas. Para comprovar esta hipótese, foi também essencial uma série de simulações numéricas que exploraram a evolução de sistemas planetários com diferentes condições iniciais. Os cenários que melhor reproduzem as propriedades dinâmicas da família de sistemas amplos e massivos são aqueles em que os sistemas são instáveis desde o seu nascimento. A maior abundância de material a partir do qual os planetas se formam em torno das suas estrelas hospedeiras faz com que nasçam demasiado grandes, impedindo que o sistema se mantenha estável.

A descoberta esclarece como o ambiente estelar nativo afeta diretamente o destino dos planetas e a sobrevivência de mundos potencialmente capazes de abrigar vida. Compreender esta ligação é essencial para orientar a procura de arquiteturas planetárias semelhantes às do Sistema Solar e de planetas potencialmente habitáveis como a Terra.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Istituto Nazionale di Astrofisica

Trio de galáxias indica o que pode ser a matéria escura

Uma colisão pode ter deixado essas galáxias sem matéria escura. Isso representa um problema para teorias alternativas da gravidade.

© NASA / ESA (galáxias DF2, DF9 e DF4)

 A cerca de 65 milhões de anos-luz da Terra, três galáxias não parecem muito normais. Não são redemoinhos repletos de luz, mas objetos pálidos, fracamente iluminados por um punhado de estrelas. 

A matéria escura é a cola invisível que mantém unidas as maiores estruturas do cosmos. Ela atrai a matéria comum e visível, permitindo a formação de estrelas e impedindo que os braços estelares das galáxias se desprendam. Quase todas as galáxias são dominadas pela matéria escura.

Mas essas três galáxias difusas, conhecidas como DF2, DF4 e DF9, deixaram os astrônomos perplexos. Depois de usar um conjunto de telescópios para estimar suas massas, usando os movimentos de suas estrelas como indicador, os pesquisadores descobriram que todas as três têm pouca matéria escura. Em vez disso, uma quantidade ínfima de matéria comum deve ter forjado seu pequeno conjunto de estrelas. Como essas galáxias que desafiam as regras poderiam ter se formado?

Um estudo oferece uma possível solução. Há muito tempo, duas galáxias comuns colidiram. Sua matéria comum, gás e poeira, girou e se aglomerou. Mas a matéria escura passou direto e continuou seu caminho. O acúmulo cósmico deixou para trás três novas galáxias, cada uma desprovida de matéria escura, cada uma lutando para formar uma nova geração de estrelas.

Para muitos especialistas, essa é uma explicação convincente, que crucialmente pode nos revelar algo sobre o mistério da matéria escura. Alguns cientistas sugerem que a matéria escura, que ainda não foi detectada diretamente, pode não existir. Em vez disso, propõem que um ajuste em nossa compreensão da força gravitacional poderia explicar várias características do Universo.

Essas galáxias bizarras refutam essa ideia. O que isso demonstra é que a matéria escura não é apenas uma modificação da gravidade. Se você separar a matéria comum da matéria escura, esperaria que as galáxias sem matéria escura tivessem dificuldade em formar estrelas, e é exatamente isso que DF2, DF4 e DF9 mostram. Isso sugere, como muitos já suspeitavam há algum tempo, que a matéria escura é algo físico. A ausência de matéria escura é, de certa forma, uma evidência de sua existência, o que é irônico.

O que é, exatamente, matéria escura?

Desde que foi formalmente proposta pelo astrônomo Fritz Zwicky na década de 1930, e aprimorada na década de 1970 pela astrônoma Vera Rubin, cosmólogos e astrofísicos têm apresentado seus melhores candidatos. Poderia ser um tipo furtivo de neutrino? Poderiam ser as chamadas partículas massivas de interação fraca, ou WIMPs? Alguns até opinaram que poderiam ser buracos negros primordiais tão pequenos quanto átomos individuais e tão antigos quanto o próprio Universo. Não sabemos qual candidato a matéria escura é o correto; seja o que for, ainda não foi detectado. Mas há muitas linhas de evidência independentes de que a matéria escura é matéria. 

A matéria escura, que compõe 27% do Universo, e 85% de toda a matéria, interage com a gravidade. Se dependesse apenas da atração gravitacional da matéria comum, as estrelas nas bordas de galáxias que giram rapidamente escapariam para o espaço. A matéria comum sozinha teria dificuldade em se aglomerar o suficiente para formar estrelas. A matéria escura também parece distorcer o próprio espaço, curvando a luz ao redor dos objetos em um processo conhecido como lente gravitacional.

Existe alguma maneira de as galáxias evoluírem sem matéria escura desde o início? Nosso conhecimento diz que não. Então, quando DF2 foi descoberta em 2018, deixou os astrônomos sem saber ao certo o que pensar dela. Ela tem aproximadamente o mesmo tamanho da Via Láctea, mas com 200 vezes menos estrelas, é consideravelmente mais tênue.

Os cientistas usaram o Observatório Keck, no Havaí, para rastrear o movimento dessas estrelas e estimar sua massa total. Descobriram que, mesmo sendo uma galáxia com tão poucas estrelas, ela era leve: parecia conter, no máximo, 400 vezes menos matéria escura do que o esperado, tornando a DF2 a primeira galáxia com deficiência de matéria escura já descoberta. Em 2019, eles observaram DF4, outra galáxia com escassez de matéria escura. E em 2026, cientistas anunciaram que uma terceira, DF9, havia entrado para o grupo. Ela contém a massa de aproximadamente 100 milhões de sóis, o que é consistente com a presença apenas de matéria comum. Se também fosse repleta de matéria escura, teria uma massa 100 vezes maior. 

O fato de as três galáxias diáfanas existirem alinhadas, como vizinhas, não passou despercebido pelos astrofísicos, que começaram a convergir em torno de uma história de origem. Sabe-se que a matéria escura interage apenas com a força gravitacional; ainda não há evidências convincentes de que ela interaja com outras forças fundamentais, como o eletromagnetismo.

Se duas galáxias típicas colidissem frontalmente, a matéria escura sofreria muito pouco atrito, ou arrasto, e continuaria a se mover rapidamente. Mas a matéria comum, que interage usando todas as quatro forças fundamentais, ficaria toda emaranhada. Uma analogia seria a de dois cavaleiros em uma justa, onde os cavaleiros e suas lanças colidem e podem ser arremessados ao chão, formando um amontoado, enquanto seus cavalos continuam correndo a toda velocidade.

Essas três galáxias lembram muito o Aglomerado da Bala, duas coleções massivas de galáxias a 3,8 bilhões de anos-luz de distância que também colidiram há eras. Essa corrida de destruição, observada recentemente pelo telescópio espacial James Webb, apresenta uma distribuição de massa caótica que só faz sentido se a matéria escura e a matéria comum tiverem sido separadas durante a colisão.

Embora esse tipo de segregação possa ser visto com maior clareza em DF2, DF4 e DF9, nem todos concordam sobre como a separação ocorreu. Kinwah Wu, um astrofísico teórico do University College London, observou que o tripleto não exibe nenhuma das características fluidas e tênues que seria de se esperar após uma colisão galáctica. Ele sugere que, neste caso, DF2, DF4 e DF9 estavam passando por um grande grupo de galáxias massivas. Essa enorme massa então teria despojado o trio de toda a sua matéria escura durante sua fatídica viagem. Stacy McGaugh, astrônomo da Case Western Reserve University e defensor de longa data das teorias da gravidade modificada, é mais cético, dizendo: "Não parece evidente qual seja o mecanismo de formação. Uma colisão antiga é uma história de origem plausível, embora excepcional. Se foi isso que aconteceu, o resto se explica, ou seja, se essas galáxias foram criadas quando sua matéria escura foi roubada, então faz sentido que a matéria escura seja uma substância física. Mas a questão é: foi isso que aconteceu?”

Sem conhecer definitivamente a história de sua origem, McGaugh não acha possível afirmar nada sobre a natureza da matéria escura em si. A maioria dos especialistas, no entanto, não consegue entender como DF2, DF4 e DF9 poderiam existir sem que a matéria escura seja algo físico, mesmo que a origem do trio seja debatida. 

Isso torna esse trio galáctico uma má notícia para a MOND, ou dinâmica newtoniana modificada, uma alternativa à matéria escura proposta em 1983 pelo físico Mordehai Milgrom. A MOND questiona: E se existir apenas matéria visível, mas a gravidade dela funcionar de maneira diferente do que pensávamos? A teoria MOND implica que, quando os objetos estão sujeitos a uma atração gravitacional muito fraca, por exemplo, quando duas estrelas estão separadas por distâncias extremas, a força gravitacional não diminui tanto quanto os cientistas pensam. Isso poderia explicar por que galáxias em rotação podem se manter unidas sem a necessidade de uma fonte extra de gravidade proveniente da matéria escura, argumentam seus defensores.

A matéria escura tem sido, por muito tempo, a teoria preferida para os cosmólogos, já que a MOND nunca conseguiu explicar tudo. A MOND sofreu um golpe significativo em 2015, quando o Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser (LIGO), com sede nos EUA, detectou ondas gravitacionais, ondulações no tecido do Universo, pela primeira vez. Os cientistas descobriram que essas ondas se movem à velocidade da luz em todas as direções por enormes distâncias, o que implica que a gravidade atua de forma consistente e inalterada em todo o cosmos.

Os fenômenos DF2, DF4 e DF9 também são explicados de forma mais elegante pela matéria escura do que por tentativas de ajustar a mecânica da gravidade. É mais fácil remover matéria, matéria escura fria, por meio de algo como uma colisão, do que desativar uma lei da natureza. A identidade da matéria escura ainda nos escapa. Mas essas galáxias são, sem dúvida, mais um prego no caixão de sua concorrente cada vez mais impopular.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Quanta Magazine

Descoberta primeira estrela verde do Universo

Astrônomos ingleses descobriram, pela primeira vez na história, uma estrela verde. Além disso, eles mostraram que as anãs brancas podem, na verdade, apresentar uma ampla variedade de cores.

© M. Hollands (ilustração de uma estrela verde)

Para a maioria das estrelas, a cor que a gente vê é, na verdade, um guia para sua temperatura: quanto mais quentes, brilham em um tom azulado, passando por brancas, como o nosso Sol, até as mais frias, que brilham em um tom alaranjado. Só que, até pouco tempo atrás, eram essas as cores que sabíamos que uma estrela podia ter, até a pesquisa da Universidade de Warwick, na Inglaterra, que mostrou que anãs brancas podem brilhar em cores como verde, rosa, ciano, amarelo e roxo.

A maioria das estrelas, incluindo a maioria das anãs brancas, comporta-se como "radiadores perfeitos", portanto sua cor é determinada quase que inteiramente pela temperatura. Mas ninguém havia realmente investigado o que mais seria possível para as anãs brancas. 

Segundo os pesquisadores, a chave para as diferentes cores das anãs brancas é a densidade: elas têm uma atmosfera milhões de vezes mais densa que a fotosfera do Sol, por exemplo. Com isso, traços de diferentes elementos acabam ficando ligados a ela, interagindo com o denso plasma de hélio circundante, e absorvem luz em uma gama de cores mais ampla do que absorveriam em densidades mais baixas. Isso altera a cor da estrela, afastando-a do laranja, do branco e do azulado de um radiador perfeito.

Por conta da distância, a cor de nenhuma anã branca pode ser vista, mas os pesquisadores calcularam usando um dado já coletado rotineiramente: o espectro de uma estrela, um tipo de "impressão digital" produzida quando a luz das estrelas é decomposta por comprimento de onda, de forma semelhante a como um prisma divide a luz solar em um arco-íris. Usando esse método, os pesquisadores da Universidade de Warwick descobriram que diferentes anãs brancas podiam ter diferentes cores. Estrelas ricas em carbono são tipicamente rosa ou roxas, enquanto aquelas enriquecidas com detritos de asteroides e cometas fragmentados, remanescentes de antigos sistemas planetários, tendem para o amarelo.

© M. Hollands (estrelas brilhando em diferentes cores)

Anãs brancas mais frias, com atmosferas mistas de hidrogênio e hélio, frequentemente apresentam uma tonalidade ciano ou azul pálida, causada pela colisão de moléculas de hidrogênio com átomos de hélio em suas atmosferas ultra densas. A grande descoberta foi a anã branca WD J1330+6435, que tem uma temperatura aproximada de 4.000 graus Celsius e acumulou material rochoso de seu sistema planetário como cálcio, lítio e sódio, dando a ela uma cor verde amarelada. Os traços de sódio na atmosfera desta anã branca absorvem a parte laranja do espectro, deixando para trás um brilho verde fantasmagórico.

Um artigo foi publicado no periódico RAS Techniques and Instruments.

Fonte: University of Warwick

Estruturas nodais em cascata de um remanescente de supernova histórico

Não, isto não é um espetáculo de fogos de artifício.

© Gemini (Pa 30)

Este é o Pa 30, o provável remanescente da supernova histórica testemunhada no ano de 1181, agora captado com detalhes sem precedentes pelo telescópio Gemini Norte, uma das metades do Observatório Internacional Gemini.

Esta imagem foi captada com o Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) e mostra que os inconfundíveis fragmentos ejetados do remanescente, em formato de fogos de artifício, assumem uma estrutura em cascata semelhante a um nó. As observações mostram que os filamentos do remanescente de supernova têm uma estrutura surpreendentemente complexa. Em vez de simples faixas, vemos cadeias de nós brilhantes que se estendem para fora do centro.

A supernova histórica, denominada SN 1181 , é uma das apenas cinco supernovas na Via Láctea que foram observadas da Terra antes da invenção do telescópio. Oito textos distintos mostram que astrônomos chineses, japoneses e árabes observaram a supernova pela primeira vez entre 4 e 6 de agosto de 1181. A supernova permaneceu visível na constelação de Cassiopeia por 185 dias.

De acordo com o que sabemos sobre como as estrelas terminam suas vidas, a explosão colossal teria deixado algum resquício. O sistema Pa 30, composto por uma estrela central azul e uma camada circundante em forma de fogos de artifício, é o principal candidato a ser esse remanescente de supernova. 

A Pa 30 foi descoberta apenas em 2013 por meio de uma campanha de ciência cidadã para encontrar nebulosas planetárias nos dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Foi a 30ª nebulosa descoberta pela astrônoma amadora americana Dana Patchick. Imagens subsequentes obtidas com o telescópio de 2,1 metros do Observatório Nacional de Kitt Peak (KPNO) e o telescópio Hiltner de 2,4 metros, ambos localizados no KPNO, revelaram uma emissão nebular tênue e difusa e filamentos radiais notáveis ​​que atravessam a nebulosa, formando uma esfera quase perfeita.

Com base em sua idade e brilho estimados, os cientistas consideram a Pa 30 como o provável remanescente da supernova 1181. A análise das novas observações do Gemini Norte revela cerca de dez vezes mais estrutura filamentar em Pa 30 do que se via anteriormente. Mostra também que os filamentos radiais são constituídos por cadeias consistentes de minúsculos nós de gás, em vez de faixas lisas como se pensava antes. Essa estrutura nodosa sugere que podem ter ocorrido variações térmicas ou de densidade no meio circunstelar que moldaram o material ejetado da supernova à medida que se expandia radialmente a partir da explosão.

Pa 30 é único entre todos os remanescentes de supernova conhecidos. A estrela central que restou após a explosão, IRAS 00500+6713 , é extremamente quente, com uma temperatura de cerca de 200.000°C. Ela também possui ventos estelares muito rápidos que se movem a cerca de 16.000 km/s.

Espera-se que as estrelas remanescentes sobreviventes sejam "arremessadas" durante a poderosa explosão da supernova. No entanto, a estrela central de Pa 30 parece estar quase exatamente centrada no remanescente. Essa configuração curiosa implica que a explosão foi bastante simétrica e descarta um grande impacto que poderia ter deslocado a estrela do centro. Com base nisso, os pesquisadores concluem que a SN 1181 foi uma supernova do tipo Iax extremamente rara. Ao contrário das explosões de alta energia típicas das supernovas do tipo Ia , que destroem suas estrelas, as supernovas do tipo Iax são explosões incompletas de baixa energia que deixam para trás uma estrela remanescente. Pa 30 é o único remanescente do tipo Iax conhecido na Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Primeira detecção de nuvens de água variáveis fora do Sistema Solar

Um mundo do tamanho de Júpiter, situado a apenas 7,5 anos-luz de distância, é quimicamente complexo e mais parecido com o nosso planeta do que se esperava.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Recorrendo ao telescópio espacial James Webb, Brittany Miles, astrônoma assistente do Observatório Steward da Universidade do Arizona, liderou uma equipe que passou 11 horas observando WISE 0855, a anã marrom mais fria conhecida, recolhendo um espectro da sua luz a cada 15 minutos. O resultado é o retrato em série temporal deste mundo gélido, e a primeira confirmação direta de que as nuvens de água em outro corpo celeste mudam de espessura ao longo do tempo, tal como a meteorologia na Terra.

O estudo revela que a atmosfera de WISE 0855 é moldada por, pelo menos, dois processos distintos que ocorrem simultaneamente: nuvens de água a grandes altitudes que se tornam mais espessas e mais finas à medida que o objeto gira, e gases químicos profundos que são arrastados para cima por convecção a partir de grandes profundidades. Distinguir esses dois sinais, algo anteriormente impossível com telescópios mais antigos, é o que torna os dados do Webb tão poderosos.

As anãs marrons ocupam uma estranha posição intermediária. Demasiado massivas para serem planetas, demasiado pequenas para serem estrelas, brilham tenuemente com o calor residual da sua formação. WISE 0855, com cerca de 265 Kelvin, mais fria do que a superfície da Terra, situa-se no extremo inferior dessa categoria, tornando a fronteira ainda mais difusa. Com cerca do dobro da massa de Júpiter e quase o mesmo tamanho, parece e comporta-se, em muitos aspectos, como um planeta gigante à deriva.

À medida que WISE 0855 gira, diferentes zonas da sua superfície vão ficando visíveis, cada uma com uma cobertura de nuvens e uma temperatura ligeiramente diferentes. O espectrógrafo de média resolução do Webb foi suficientemente sensível para rastrear essas diferenças em características moleculares específicas, algo que nenhum observatório anterior tinha conseguido fazer para um objeto tão frio. Para além das temperaturas variáveis que acompanhavam a rotação da anã marrom, o espectrógrafo também captou um sinal rítmico, semelhante a uma onda, associado a gases específicos: monóxido de carbono e fosfina. Essas substâncias químicas flutuam porque o calor proveniente das profundezas da anã marrom as está constantemente impulsionando para cima, em direção à superfície.

Este tipo de sinal químico é familiar aos cientistas planetários. Em Júpiter, a mistura convectiva arrasta gases das camadas profundas e quentes para a atmosfera visível. O mesmo processo, denominado química de desequilíbrio, já tinha sido observado anteriormente em anãs marrons mas observá-lo variando em tempo real, molécula a molécula, é um território inexplorado.

Os princípios básicos da física da convecção, das nuvens e da química que regem Júpiter também regem este exoplaneta frio e à deriva, a mais de sete anos-luz de distância.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona

Colisões gigantescas que moldam os sistemas planetários

Nos primórdios do nosso Sistema Solar, um objeto do tamanho de Marte, chamado Theia, colidiu com a Terra ainda em formação, vaporizando enormes quantidades de rocha e lançando-as para o espaço. Parte desse material coalesceu, dando origem à Lua.

© ESA (colisão de planetas gerando detritos)

Os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para examinar uma classe de sistemas estelares jovens que apresentam sinais de perturbações semelhantes, fornecendo pistas acerca da quantidade de energia envolvida nessas colisões. Os resultados fornecem mais informações sobre a composição e a evolução destes sistemas caóticos. O ambiente em torno de uma estrela muda à medida que esta envelhece, começando por um disco protoplanetário juvenil, rico em gás, onde os planetas em formação podem residir, e terminando num disco de detritos pobre em gás.

Durante a sua missão, o telescópio espacial Spitzer da NASA, agora aposentado, examinou a fase do disco de detritos com ainda mais pormenor, descobrindo uma subclasse denominada "discos extremos de detritos". Estes sistemas abrigam quantidades incomumente grandes de poeira quente perto da estrela, numa região comparável àquela onde os planetas rochosos orbitam no nosso Sistema Solar.

Contrariamente às previsões teóricas, que sugerem que deveríamos ver muitos discos extremos de detritos, as observações indicam que estes ambientes são raros. Os cientistas estimam que, com base nos dados recolhidos até agora, apenas cerca de 1% das estrelas jovens apresentam sinais observáveis desta fase, incluindo, possivelmente, o nosso próprio Sistema Solar durante a sua formação.

Apesar da sua raridade, a equipe conseguiu compilar uma amostra de 21 discos extremos de detritos, incluindo cinco provenientes dos dados de arquivo do Spitzer e 16 do Webb, com 12 discos recém-observados e observações de acompanhamento em quatro dos discos do Spitzer.

Antes do Webb, as informações eram limitadas. Sabia-se que eram estranhos e muito diferentes dos típicos discos de detritos frios que conhecemos, como o de Vega e o de Fomalhaut. Agora que com mais dados, é possível determinar o que estes discos representam para a formação e evolução planetária.

Foi confirmado que os discos extremos de detritos partilham três propriedades fundamentais: grãos de poeira menores do que os encontrados nos discos protoplanetários ou nos discos clássicos de detritos, uma elevada concentração de poeira quente e variações irregulares de brilho, todas reveladas pelos espectros no infravermelho médio obtidos pelo Webb e pelo Spitzer.

Para identificar o fator determinante destas características, a equipe estudou a composição mineralógica dos discos. Foi descoberto que a sua amostra podia ser classificada em discos ricos em sílica e discos pobres em sílica. O vidro vulcânico, como a obsidiana, é um exemplo de material rico em sílica encontrado na Terra, enquanto o mineral forsterite, pobre em sílica, apresenta-se sob a forma de grãos de areia verdes. A classificação de um disco extremo de detritos fornece informações sobre o tipo de colisões que produzem os detritos de impacto e pode ajudar a explicar a sua variabilidade no brilho infravermelho.

Da amostra, cerca de um-terço é rico em sílica, o que sugere que estes discos são produzidos por impactos altamente energéticos entre corpos do tamanho de Marte, nos quais uma parte significativa do material é vaporizada. Os restantes dois-terços da amostra são pobres em sílica, indicando que as colisões ocorrem em escalas menores, como colisões rasantes, entre objetos do tamanho da Lua. Os discos ricos em sílica só são encontrados em torno de estrelas com menos de 300 milhões de anos, enquanto os discos pobres em sílica persistem numa ampla gama de idades e apresentam frequentemente uma maior variabilidade de brilho.

A equipe propõe que esta variabilidade seja impulsionada pela rápida evolução orbital e colisional dos detritos recentes produzidos por múltiplos impactos. As suas descobertas podem ser aplicadas ao nosso Sistema Solar, que poderá ter passado por mais do que uma fase de discos extremos de detritos.

As simulações sugerem que os planetas terrestres, como a Terra, devem ser formados nas primeiras centenas de milhões de anos de um sistema solar. Este período coincide com as idades dos discos extremos de detritos ricos em sílica observados até agora e está em consonância com a estimativa de que a Terra e a Lua se formaram cerca de 100 milhões de anos após a formação do Sol, sendo a Lua provavelmente o resultado de uma colisão entre a Terra e um objeto do tamanho de Marte. 

Quanto à questão de saber se o nosso Sol passou por uma fase de disco extremo pobre em sílica, se os discos mais antigos pobres em sílica e os seus intervalos aleatórios de brilho no infravermelho refletirem instabilidade orbital, seria consistente com a hipótese do Intenso Bombardeamento Tardio para o nosso Sistema Solar. Nesse cenário, os planetas gigantes gasosos migraram distâncias significativas, perturbando gravitacionalmente as órbitas de corpos menores e desencadeando colisões catastróficas que geraram as fases de curta duração e ricas em poeira observadas nos discos extremos de detritos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA