O "fantasma" na concha de Órion

A Nebulosa de Órion é um dos objetos mais conhecidos do céu noturno. Visível até mesmo a olho nu, há séculos que é estudada e observada com praticamente todos os instrumentos astronômicos modernos.

© NRAO / WISE (emissão de rádio oriunda  da Nebulosa de Órion)

A imagem mostra a emissão de rádio proveniente de átomos de hidrogênio neutro na direção da Nebulosa de Órion, a grande região de formação estelar mais próxima da Terra. As cores vermelhas mostram a emissão de 21 cm do hidrogênio, resolvida pela primeira vez com este nível de detalhe através de observações do projeto NeAtHood (Neutral Atomic Hydrogen in the Solar Neighborhood) da Universidade de Viena. As cores ciano mostram a emissão proveniente da poeira interestelar quente no infravermelho próximo.

No entanto, os astrônomos descobriram agora que um dos seus componentes mais importantes permanecia, em grande parte, oculto. Utilizando alguns dos radiotelescópios mais avançados e potentes do mundo, astrônomos produziram os mapas mais detalhados de sempre do hidrogênio atômico neutro na Nebulosa de Órion. As observações revelam conchas gigantes em expansão, cavidades até então desconhecidas e misteriosas estruturas alongadas que rodeiam a região de formação estelar.

O hidrogênio é o elemento mais abundante no Universo. Na sua forma atômica neutra, emite ondas de rádio fracas com um comprimento de onda de 21 centímetros, o que permite aos astrônomos detectar gás, de outra forma invisível, entre as estrelas. Para detectar esta emissão com um nível de detalhe sem precedentes, os pesquisadores combinaram observações do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), nos Estados Unidos, e do FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical Radio Telescope), na China.

Estudos anteriores sugeriam que a concha que envolve Órion contém cerca de mil vezes a massa do Sol. As novas observações do hidrogênio indicam uma massa quase dez vezes inferior. Os novos mapas revelam também o que parece ser uma segunda cavidade em expansão no interior da camada principal, juntamente com uma "protuberância" alongada de gás atômico que se estende cerca de quatro anos-luz para fora da bolha. Estas estruturas sugerem que a Nebulosa de Órion foi moldada por múltiplos episódios de retorno estelar, em vez de uma única bolha em expansão.

Estas observações impressionantes servem de referência para muitas simulações astrofísicas modernas que investigam a evolução do gás e das estrelas na Via Láctea. São o tipo de imagens que desafiam os modelos teóricos e as simulações numéricas que são utilizadas para compreender como as estrelas massivas afetam os seus imediatos arredores. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Vienna

Descoberto o exoplaneta mais tênue observado a partir da Terra

Uma equipe de astrônomos descobriu um terceiro planeta orbitando a estrela Beta Pictoris.

© ESO / VLT (exoplaneta Beta Pictoris d)

O novo planeta, Beta Pictoris d, que se encontra a 63 anos-luz de distância da Terra, é 100 vezes mais tênue do que Beta Pictoris b, o primeiro planeta descoberto neste sistema, e está entre os exoplanetas mais leves alguma vez observados a partir da Terra.

Após a detecção do planeta, o que foi feito com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), a equipe descobriu que este objeto se encontrava, afinal, escondido em observações de arquivo realizadas há mais de uma década.

Para confirmar a natureza da nova detecção, a equipe consultou o arquivo científico do ESO, um catálogo de observações realizadas com as infraestruturas do ESO, e encontrou o novo planeta, Beta Pictoris d, em várias imagens que remontam a 11 anos atrás, incluindo uma em que o novo planeta agora detectado era apenas visível contra o brilho do seu vizinho maior, Beta Pictoris b.

O planeta recém descoberto, tal como os outros dois existentes neste sistema, é um gigante gasoso semelhante a Júpiter ou Saturno. Contudo, Beta Pictoris d tem uma órbita muito maior que os planetas Beta Pictoris b e Beta Pictoris c. Além disso, enquanto os dois primeiros planetas têm, cada um, cerca de dez vezes a massa de Júpiter, o novo planeta tem apenas 2,4 vezes a massa de Júpiter. Este planeta é também relativamente frio e, por isso, extremamente tênue quando comparado com a sua estrela anfitriã.

A obtenção de imagens diretas, em que a luz de um objeto é captada tal como numa fotografia, só é viável para planetas suficientemente brilhantes que se destacam das suas estrelas hospedeiras, as quais são, obviamente, muito mais brilhantes. Obter uma imagem direta de um planeta tão pouco brilhante como é o caso de Beta Pictoris d representa, portanto, um feito significativo.

Beta Pictoris d esclarece também sobre um mistério do seu sistema planetário, uma vez que tem exatamente a massa e a posição certas para explicar a forma particular do disco de restos circundante, composto pelos resíduos da formação planetária. O modo como Beta Pictoris d foi descoberto incentiva à realização de mais observações diretas de sistemas planetários onde planetas pouco brilhantes possam estar escondidos à vista, através do futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Um buraco negro desaparecido num aglomerado globular

O enorme aglomerado globular Omega Centauri intriga os astrônomos há décadas. Deveria estar repleto de buracos negros deixados por estrelas que explodiram, mas as evidências da sua existência são escassas.

© NASA (buraco negro próximo de estrela em Omega Centauri)

Agora, utilizando dados de arquivo do telescópio espacial Hubble e observações complementares do telescópio espacial James Webb, os astrônomos localizaram finalmente o seu primeiro buraco negro de massa estelar neste aglomerado.

A descoberta do primeiro exemplar desta população de buracos negros "desaparecidos" ajudará a aperfeiçoar as teorias atuais sobre a formação de buracos negros em ambientes como Omega Centauri.

Omega Centauri é composto por 10 milhões de estrelas ligadas gravitacionalmente. Embora a comunidade astronômica já tivesse encontrado anteriormente, com o Hubble, evidências de que um buraco negro de massa intermediária se esconde no seu centro, os modelos sugerem que este aglomerado globular também deveria conter cerca de 10.000 buracos negros menores de massa estelar.

Esta notável população de buracos negros escapou à detecção em estudos observacionais anteriores, que utilizaram o método da velocidade radial ou procuraram emissões de rádio e raios X provenientes de material caindo nos buracos negros. Esta nova descoberta recorre a uma abordagem diferente, conhecida como astrometria, para medir movimentos muito pequenos das estrelas ao longo do tempo.

Ao analisar mais de 20 anos de dados de arquivo do Hubble e incorporar dados recentes do Webb para aperfeiçoar ainda mais as suas medições astrométricas, a equipe localizou uma estrela orbitando um objeto invisível tão massivo que só pode ser um buraco negro. Apelidado de oMEGACat BH-2, é o primeiro buraco negro de massa estelar detectado em Omega Centauri e apresenta algumas características surpreendentes. O buraco negro oMEGACat BH-2 tem uma massa inferior à esperada e, juntamente com a sua estrela companheira visível, a dupla tem o período orbital mais longo de qualquer sistema binário de buracos negros conhecido até à data.

Foi possível observar o movimento da estrela visível de sequência principal que faz parte deste sistema binário, que se encontra a cerca de 18.000 anos-luz de distância, no ambiente denso de Omega Centauri. As descobertas da equipe aperfeiçoam um estudo anterior realizado por um grupo diferente de cientistas, que sugeria que este sistema binário incluía uma estrela de nêutrons.

Ao complementar os dados do Hubble da investigação anterior com medições astrométricas de arquivo do Hubble, relativas ao período de 2002 a 2023, e ao integrar dados no infravermelho próximo do Webb para melhorar a precisão, os astrônomos conseguiram determinar com maior precisão a massa da companheira escura da estrela visível, descartando a possibilidade de se tratar de uma estrela de nêutrons. Embora já era conhecido que a estrela tinha 0,78 massas solares, agora foi possível calcular a massa do buraco negro, que é de 4,46 massas solares e, por isso, demasiado grande para ser uma estrela de nêutrons. No entanto, a sua massa é muito inferior à que seria esperada num ambiente pobre em metais como o de Omega Centauri.

Com base nos dados precisos do Hubble e do Webb, a equipe conseguiu rastrear a trajetória da estrela ao longo de mais de 20 anos, durante a sua aproximação máxima ao buraco negro que a acompanha, quando se deslocava mais rapidamente pelo céu. A partir desses dados exaustivos, a equipe determinou que a estrela visível orbita oMEGACat BH-2 uma vez a cada 94 anos, tornando-o o sistema binário com um buraco negro de período mais longo jamais conhecido.

O seu longo período orbital também dá uma pista acerca da origem deste sistema binário. Provavelmente, formou-se dinamicamente, o que significa que a estrela e o seu companheiro, o buraco negro, não começaram juntos, mas sim que se encontraram neste aglomerado. Os pesquisadores calcularam que um sistema como oMEGACat BH-2 sobreviverá menos de um bilhão de anos antes de ser destruído por colisões com estrelas próximas, um período muito mais curto do que a idade do aglomerado globular, com aproximadamente 12 bilhões de anos.

A descoberta do buraco negro de massa estelar oMEGACat BH-2, com base no conjunto de dados do Hubble e do Webb, é apenas o início da busca por estas populações de buracos negros esquivos nos aglomerados globulares. O lançamento do telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA irá captar imagens do denso Bojo Galáctico, incluindo o Centro Galáctico, com grande regularidade, com uma resolução semelhante à do Hubble e com um campo de visão muito mais amplo, onde poderá encontrar outros sistemas binários de buracos negros.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Euclid descobre o quasar mais antigo do Universo

Os quasares representam uma fase breve na vida de uma galáxia, durante a qual grandes quantidades de matéria espiralam para o buraco negro supermassivo central, liberando enormes quantidades de energia. Nesta fase, o núcleo da galáxia brilha mais intensamente do que qualquer outra coisa no Universo, muitas vezes ofuscando o resto da sua galáxia hospedeira por centenas ou milhares de vezes.

© Euclid / Planck (localização dos 31 quasares)

Esta imagem mostra a localização dos 31 quasares recém-descobertos (pontos amarelos) pelo telescópio Euclid da ESA, bem como a área de cobertura do levantamento da missão em agosto de 2025 (área azul). As localizações dos quasares mais distantes encontrados são indicadas por pontos vermelhos. O quasar mais distante é o que se encontra à direita e denomina-se EUCL J172902.75+641018.1, enquanto o segundo mais distante (o ponto vermelho à esquerda) denomina-se EUCL J125308.55+705432.3. Esta imagem de todo o céu está sobreposta ao mapa da missão Planck da ESA, de 2014, sendo que a faixa horizontal brilhante corresponde ao plano da Via Láctea, onde se encontra a maioria das suas estrelas.

Há décadas que procuramos os primeiros quasares do Universo. Estes objetos revelam o que se passava nos primórdios do cosmos, incluindo a maneira como os primeiros buracos negros supermassivos e as primeiras galáxias se formaram. No entanto, os quasares desta época são difíceis de encontrar. São raros, uma vez que poucas galáxias tinham ainda tido tempo para crescer o suficiente, e a sua luz primordial é fraca e fácil de confundir com a das estrelas mais próximas de nós.

O Euclid, lançado em 2023, está aprofundando a exploração desta parte misteriosa da história cósmica antiga. O telescópio descobriu agora uns incríveis 31 novos quasares no Universo primitivo, recuando até uma época em que o cosmos tinha apenas 5% da sua idade atual. Ao identificá-los e estudá-los, podemos compreender melhor como estes enormes sistemas se formaram e cresceram tão rapidamente, um dos maiores mistérios da astrofísica.

Esta descoberta acrescenta 12 novos quasares com um "desvio para o vermelho" (uma medida de distância e movimento relacionada com a forma como a luz se propaga pelo cosmos em expansão) igual ou superior a 7, correspondendo aos primeiros 770 milhões de anos do Universo. Os dois mais antigos do lote, EUCL J172902.75+641018.1 e EUCL J125308.55+705432.3, apresentam desvios para o vermelho de 7,77 e 7,69, respectivamente, estabelecendo um novo recorde para os quasares mais antigos alguma vez encontrados. Ambos situam-se a pouco mais de 13 bilhões de anos-luz de distância e surgiram durante os primeiros 670 milhões de anos do Universo.

As observações segundo quasar mais antigo revelaram que ele está imerso numa galáxia empoeirada e repleta de gás, que está formando novas estrelas a um ritmo frenético, dando uma ideia de como poderá ser a galáxia hospedeira de um buraco negro supermassivo primitivo. Os quasares remetem para um período fascinante da história cósmica conhecido como a "época da reionização": quando tudo passou de um estado frio e escuro para um estado quente e "ionizado". Esta época de transição foi um período crucial que preparou o terreno para tudo o que vemos hoje.

Os quasares aqui referidos foram descobertos nos dados do Euclid Wide Survey, que, quando estiver concluído, cobrirá mais de um-terço do céu total. O Euclid irá revelar os segredos do Universo escuro; o telescópio está explorando a sua composição, história e evolução, e mapeando a sua estrutura em grande escala, observando bilhões de galáxias e revelando muitos quasares.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Descoberta outra galáxia tênue nas proximidades de Andrômeda

Foi descoberta uma nova galáxia anã ultrafraca nas proximidades de Andrômeda (M31), a grande galáxia vizinha da Via Láctea.

© Gran Telescopio Canarias (And XXXVI)

O estudo sugere que a galáxia denominada Andromeda XXXVI (And XXXVI) é uma das galáxias satélite mais tênues descobertas até à data em torno de Andrômeda.

As galáxias anãs ultrafracas estão entre as galáxias menores e mais tênues que se conhecem. Formadas durante as fases mais iniciais do Universo, são consideradas registros fósseis das primeiras galáxias e pensa-se que sejam dominadas por matéria escura. Como tal, constituem uma janela única para a formação de galáxias no Universo primitivo e oferecem testes valiosos aos modelos de matéria escura.

O estudo sugere que And XXXVI é uma galáxia extremamente antiga, com cerca de 12,5 bilhões de anos, e notavelmente pobre em elementos pesados. No entanto, serão necessárias observações com telescópios espaciais, como o Hubble, para determinar a sua distância, idade e composição química com maior precisão.

Localizada a cerca de 2,5 milhões de anos-luz da Terra, a galáxia de Andrômeda é a galáxia espiral gigante mais próxima da Via Láctea. Tal como a nossa própria Galáxia, está rodeada por várias galáxias anãs satélites que orbitam sob a sua influência gravitacional.

A descoberta de Andrómeda XXXVI oferece uma nova perspectiva sobre as galáxias menores do Universo. No âmbito do modelo cosmológico padrão, o chamado modelo ΛCDM (Lambda-CDM), espera-se que galáxias como Andrômeda estejam rodeadas por centenas dessas pequenas galáxias companheiras, mas muitas delas permaneceram ocultas até agora devido à sua baixa luminosidade.

Cada galáxia anã ultrafraca recém-descoberta auxilia na exploração dos limites da formação de galáxias e a pôr à prova os modelos cosmológicos. Atualmente, são conhecidas cerca de 40 galáxias anãs satélites em torno de Andrômeda, das quais apenas cerca de 15 são classificadas como ultrafracas. 

A galáxia And XXXVI foi identificada pela primeira vez pelo astrofotógrafo e astrônomo amador Giuseppe Donatiello enquanto examinava imagens do PAndAS (Pan-Andromeda Archaeological Survey), realizado com o CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope). O objeto apresentava-se como uma estrutura difusa e fraca, na qual já era possível distinguir estrelas individuais. Posteriormente, foi incluído numa lista de galáxias candidatas para investigação mais aprofundada.

A equipe obteve tempo de observação no GTC (Gran Telescopio Canarias), onde utilizou o instrumento OSIRIS+ para obter imagens muito mais detalhadas. Estas observações permitiram-lhes distinguir estrelas individuais no seio da luz fraca e difusa da galáxia. No entanto, And XXXVI revelou-se um objeto excepcionalmente tênue, sendo que os astrônomos só conseguiram identificar cerca de 46 estrelas associadas a ela.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam

Descoberto os planetas mais "inchados"

Dados da missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA revelaram dois novos planetas "superinchados", mundos gigantes tão leves que a sua densidade é comparável à do algodão doce.

© NASA (ilustração da estrela TOI-791 e dois planetas gigantes)

Os cientistas calculam que estes planetas do tamanho de Júpiter, denominados TOI-791 b e TOI-791 c, são os mundos "mais macios" alguma vez descobertos.

Os planetas orbitam uma estrela semelhante ao Sol, denominada TOI-791, que se encontra a aproximadamente 1.113 anos-luz da Terra. A missão TESS detectou inicialmente os planetas ao observar quedas repetidas no brilho de TOI-791, um sinal revelador de que um planeta está em trânsito, ou seja, passando à frente de uma estrela.

Estudos posteriores revelaram dois grandes planetas com características incomuns. TOI-791 b tem quase o mesmo tamanho que Júpiter, mas contém apenas 3% da massa de Júpiter. TOI-791 c é ainda maior que Júpiter, mas contém apenas 5,9% da massa de Júpiter.

Os "superinchados" recém-descobertos apresentam também órbitas incomumente longas, sendo que TOI‑791 b demora 139 dias e TOI‑791 c 232 dias a dar a volta à estrela hospedeira. É raro encontrar planetas com órbitas tão longas, sendo necessários longos períodos de observação com telescópios para captar e confirmar as suas características.

A partir da sua posição privilegiada em alta órbita terrestre, o TESS conseguiu recolher 1.122 dias de dados sobre este sistema planetário ao longo de sete anos, proporcionando à equipe uma grande quantidade de dados acerca do sistema planetário. Uma análise mais aprofundada revelou que TOI-791 b e TOI-791 c estão presos num padrão orbital que lhes permite exercerem uma atração gravitacional mútua. À medida que orbitam a sua estrela hospedeira, os planetas alternam-se na atração mútua, afetando o tempo dos seus trânsitos pela estrela hospedeira. Os cientistas utilizaram essa variação no tempo orbital para calcular as massas dos planetas, consolidando o seu estatuto de "superinchados" de baixa densidade.

As suas densidades extremamente baixas tornam-nos alvos fascinantes para compreender como os sistemas planetários se formam e evoluem. Com mais estudos, estes "superinchados" poderão revelar-nos mais sobre a evolução planetária. Pensa-se que a formação de planetas de grandes dimensões impulsione a evolução de um sistema planetário.

Os cientistas esperam aprender mais sobre a composição química das atmosferas dos planetas, como a sua rotação afeta a sua forma e como a inclinação da sua estrela hospedeira se compara à das suas órbitas. Uma investigação mais aprofundada poderá fornecer novas informações sobre como TOI-791 b e TOI-791 c migraram pelo sistema planetário durante o seu desenvolvimento, se as suas órbitas foram moldadas por interações com outros planetas e como os planetas "superinchados" de baixa densidade se formam.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Observatoire de la Côte d’Azur

Descoberto sistema planetário através do efeito de microlente

Pela primeira vez, a missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA identificou um planeta em órbita de uma estrela distante graças a ondulações no espaço-tempo.

© NASA (ilustração do exoplaneta Gaia23bra b próximo de sua estrela)

Ao contrário dos planetas em trânsito que orbitam muito perto da sua estrela, que o TESS revela regularmente, o exoplaneta recém-descoberto pelo efeito de microlente é um super-Júpiter que orbita longe da sua estrela hospedeira.

Com 1,6 vezes a massa de Júpiter e uma distância orbital semelhante, seria extremamente improvável encontrar um planeta deste tipo através do principal método de detecção para o qual o TESS foi concebido. 

Os astrônomos encontraram o primeiro indício do planeta, denominado Gaia23bra b, em 2023, utilizando o telescópio espacial Gaia da ESA, agora aposentado. O sistema de alertas do Gaia assinalou uma estrela que se tornou mais brilhante, algo que pode acontecer quando uma estrela em primeiro plano passa à frente de outra mais distante e amplia a sua luz através do fenômeno de microlente gravitacional.

A análise da equipe, revelou que Gaia23bra b, que orbita uma anã laranja com cerca de 80% da massa do Sol, se encontra a quase 40.000 anos-luz da Terra, excedendo em muito o raio de busca habitual do TESS, de cerca de 150 anos-luz. Dos mais de 6.000 exoplanetas conhecidos, cerca de três-quartos foram descobertos através do método de trânsito, a técnica típica de detecção de planetas utilizada pelo TESS. Sendo que menos de 5% dos exoplanetas conhecidos foram revelados através das microlentes.

Este fenômeno de curvatura da luz ocorre quando duas estrelas se alinham muito próximas uma da outra, do nosso ponto de vista. A luz da estrela mais distante curva-se à medida que atravessa o espaço-tempo distorcido pela massa da estrela mais próxima. Se o alinhamento for especialmente preciso, a estrela mais próxima atua como uma lente cósmica, focando e ampliando a luz da estrela de fundo. Os planetas que orbitam a estrela em primeiro plano também podem alterar a luz da estrela distante, atuando como as suas próprias lentes minúsculas. 

Os astrônomos observam esse efeito como um pico no brilho da estrela. O método de trânsito é o mais eficaz para encontrar planetas grandes que orbitam muito perto das suas estrelas hospedeiras; os planetas grandes bloqueiam mais da luz estelar, enquanto os planetas mais próximos têm mais probabilidades de passar à frente da estrela hospedeira. O efeito de microlente não é adequado para descobrir planetas enormes e próximos, porque os seus sinais gravitacionais acabariam por se confundir.

Os trânsitos fornece o tamanho de um planeta e, em conjunto com outros métodos, podemos determinar a sua massa e densidade. As microlentes fornecem as massas e as distâncias orbitais de planetas que, de outra forma, nunca seriam vistos. Mas as observações de microlentes são oportunidades limitadas no tempo.

O fenômeno de microlente identifica planetas semelhantes aos do Sistema Solar, isto oferece uma nova oportunidade para compreender como sistemas planetários como o nosso variam em diferentes regiões da Galáxia.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Distância até aos braços espirais exteriores da Via Láctea

Os telescópios espaciais de raios X, XMM-Newton da ESA, e Chandra da NASA, detectaram os remanescentes de três explosões brilhantes que ecoam pelos braços espirais exteriores da Via Láctea.

© ESA (ilustração de nova posição dos braços da Via Láctea)

Ao medirem a distância até esses ecos, os telescópios descobriram que os braços exteriores estão até 10% mais distantes do que pensávamos. Talvez surpreendentemente, não sabemos muito sobre a estrutura das regiões exteriores da nossa Galáxia. É difícil observar a nossa Galáxia a partir do interior; o Sistema Solar está bem aninhado no seu disco, impedindo uma visão panorâmica, e muitas regiões estão obscurecidas por densas nuvens de poeira cósmica.

Mas isto está mudando, pois foi possível aprender muito desde o lançamento do telescópio espacial Gaia da ESA, dedicado ao estudo das estrelas. Utilizando dados recolhidos pelo Gaia, os cientistas estão atualmente mapeando a Via Láctea com mais pormenor do que nunca, medindo distâncias precisas até às suas estrelas. Antes do Gaia, nem sequer havia certeza se a Via Láctea tinha dois ou quatro braços espirais (agora sabemos que a resposta é quatro). Recentemente, outra missão da ESA descobriu uma nova forma de mapear os confins da nossa Galáxia.

Normalmente, modelamos os braços exteriores da Via Láctea de forma indireta, com base no que sabemos sobre a rotação da nossa Galáxia, mas fazê-lo desta forma deixa margem para erros. Em vez disso, foi analisado o rescaldo de três explosões cósmicas que ocorreram em galáxias muito mais distantes. Estas explosões lançaram raios X que ecoaram por vários dos braços exteriores da Via Láctea, onde foram medidas diretamente as distâncias até a esses ecos.

Os raios X foram emitidos por três explosões brilhantes conhecidas como GRBs ("Gamma-Ray Bursts). Os raios X foram refletidos e dispersados por grãos de poeira nos braços espirais da Via Láctea, formando anéis brilhantes que foram depois detectados pelo XMM-Newton e pelo Chandra.

Ao estudar a forma como estes ecos em forma de anel se expandiram lentamente ao longo do tempo, os pesquisadores conseguiram determinar com precisão a distância dos grãos de poeira que causaram a dispersão. Como estes se encontram em nuvens dentro dos braços da Via Láctea, a equipe conseguiu medir diretamente a distância dos braços. Além de confirmarem a distância conhecida do braço de Perseu, os cientistas descobriram que dois dos braços da Via Láctea, o Braço Exterior de Scutum-Centaurus e o Braço Exterior, se situam até 10% mais longe do que era conhecido.

Embora o Gaia tenha revolucionado a nossa compreensão da Via Láctea, as medições de distância disponibilizadas até agora pelo telescópio são menos precisas no que diz respeito aos braços exteriores. A utilização de raios X para determinar as distâncias até às nuvens de poeira, tal como fizeram aqui o XMM-Newton e o Chandra, é altamente precisa a distâncias maiores, permitindo aos pesquisadores reverem o mapa da parte exterior da Via Láctea.

O que sabemos sobre a Via Láctea continuará aumentando nos próximos anos. A par dos dados cada vez mais detalhados das quarta e quinta publicações de dados do Gaia (previstas para dezembro de 2026 e após o final de 2030, respectivamente), o observatório de raios X de próxima geração da ESA, NewAthena, está prestes a transformar a astronomia de raios X e a permitir que os cientistas explorem ecos de raios X muito mais tênues nos confins da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O famoso "Planeta Rosa" esconde uma surpresa salgada

Astrônomos liderados pela Universidade Northwestern descobriram céus salgados em torno do famoso "Planeta Rosa" do Universo.

© NASA (exoplaneta GJ 504 b)

Durante mais de uma década, este mundo antigo, envolto numa névoa rosada, manteve os astrônomos na incerteza. Sendo um dos companheiros de massa planetária mais frios de que se tem conhecimento e que alguma vez foi fotografado diretamente, este objeto esquivo é demasiado fraco para analisar a sua luz a partir da Terra.

Mas novas observações do telescópio espacial James Webb (JWST) revelam uma atmosfera repleta de química exótica. As observações fornecem algumas das primeiras evidências diretas da existência de nuvens salgadas na atmosfera de um objeto frio, um fenômeno que os cientistas teorizaram há mais de 15 anos. A descoberta marca também um passo importante no estudo de objetos cada vez mais frios, que são demasiado fracos para serem examinados com telescópios terrestres.

Descoberto em 2013, o "Planeta Rosa" (GJ 504 b) orbita uma estrela semelhante ao Sol, localizada a 57 anos-luz da Terra. Apesar da sua alcunha, os astrônomos não têm a certeza se se trata, de fato, de um planeta. Com cerca de 25 vezes a massa de Júpiter, GJ 504 b situa-se perto da fronteira difusa entre os planetas gigantes e as anãs marrons. Por isso, ele é referido como um "companheiro de massa planetária", o que significa que é um objeto do tamanho de um planeta orbitando uma estrela.

Para complicar ainda mais o mistério, as repetidas tentativas de o estudar com telescópios terrestres não tiveram sucesso. Enquanto a maioria dos exoplanetas captados diretamente por imagens se situa entre os 500 e os 1.000 graus Celsius, GJ 504 b tem apenas 290º C. A idade do companheiro é responsável pela sua temperatura fria. Embora nasçam a temperaturas extremamente elevadas, os planetas gigantes arrefecem à medida que envelhecem. E o novo estudo estima que GJ 504 b tenha entre 2,5 bilhões e 4 bilhões de anos.

Os dados observacionais revelaram uma rica mistura de substâncias químicas, incluindo vapor de água, metano, dióxido de carbono, amoníaco e outras moléculas. Para reconstruir o companheiro, os pesquisadores introduziram esses dados num modelo astrofísico. Mas algo não estava coerente. A atmosfera simulada do companheiro só correspondia às observações se contivesse características incomuns e fisicamente improváveis.

Quando os pesquisadores adicionaram nuvens ao modelo, as características incomuns desapareceram. É provável que as nuvens de sal tenham escondido as camadas mais profundas da atmosfera, moldando a luz que chegou ao JWST.

O espectro também sugere que GJ 504 b é incomumente rico em elementos pesados, ou metais. No entanto, o mistério da formação do objeto persiste, com os dados atuais a sugerirem que se poderá ter formado quer como um planeta, quer como uma pequena estrela.

Estas técnicas utilizadas no estudo poderão ajudar a desvendar outros mistérios em torno dos planetas frios e pouco luminosos. Júpiter, por exemplo, possui nuvens compostas por gelo de amoníaco.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Northwestern University

Descoberta outra galáxia sem matéria escura

Os astrônomos seguiram um rasto cósmico tênue de gás até uma terceira galáxia que não possui matéria escura.

© Hubble (galáxia anã DF9)

A imagem na inserção mostra uma imagem de DF9 pelo telescópio espacial Hubble, a terceira "galáxia sem matéria escura" ao longo de uma sequência de galáxias. O fundo mostra a sequência completa de galáxias, incluindo as duas primeiras galáxias sem matéria escura, DF2 e DF4.

Num novo estudo, uma equipe de astrônomos da Universidade de Yale relata a existência de uma galáxia anã localizada a 67 milhões de anos-luz da Terra, denominada NGC 1052-DF9, que parece ter sido formada numa linha reta com outras nove galáxias. Já se tinha demonstrado anteriormente que duas dessas outras galáxias, DF2 e DF4, não possuíam matéria escuras.

Anteriormente, descobriu-se que DF9 tinha sido erroneamente identificada como um buraco negro supermassivo e uma análise aprofundada foi efetuada de DF9 com o KCWI (Keck Cosmic Web Imager) do Observatório W.M. Keck, no Havaí, concebido especificamente para estudar luz estelar fraca, como a emitida por DF9.

Os pesquisadores mediram os movimentos das estrelas no interior de DF9 para determinar a sua massa. Descobriram que DF9 tem a massa de 100 milhões de sóis, o que é consistente com a quantidade esperada de matéria visível numa galáxia do seu tamanho. Se DF9 também tivesse a quantidade esperada de matéria escura, a sua massa seria igual a mais de 10 bilhões de sóis.

A ausência de matéria escura na galáxia DF9 sugere fortemente que DF2, DF4 e DF9 se formaram em conjunto num mesmo evento violento, como uma colisão a alta velocidade entre galáxias. Neste cenário, a colisão teria separado o gás da matéria escura das galáxias, e esse gás teria passado a formar novas galáxias numa formação linear.

Este sistema demonstra que as estrelas e as galáxias podem formar-se fora dos halos de matéria escura em eventos extremos e indica que a matéria escura é uma substância física capaz de agir independentemente da matéria normal ou do gás, contestando as teorias alternativas que defendem que a matéria escura é gravidade.

Os pesquisadores estão agora realizando observações de acompanhamento com outros telescópios, incluindo o novo telescópio Mothra da Universidade de Toronto, para procurar qualquer gás que tenha ficado para trás após a colisão galáctica inicial.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Longmore 8: A Nebulosa da Roda de Hamster

Como uma roda de hamster foi parar no espaço?

© SWOS (Longmore 8)

A Nebulosa da Roda de Hamster (Longmore 8) foi descoberta originalmente por Andrew J. Longmore em 1976 como parte de um levantamento mais amplo do céu austral.

Esse levantamento empregou diversos avanços na tecnologia fotográfica, incluindo o uso de filmes de alta sensibilidade, para captar objetos mais profundos e tênues em placas que foram examinadas a olho nu e catalogadas.

Longmore 8, também conhecida como ESO 382-63 e PK 310+24.1, sendo possivelmente a mais fotogênica das 17 nebulosas planetárias do pouco conhecido catálogo Longmore. Foi descoberta independentemente pelo prolífico astrônomo Lubos Kohoutek e também está catalogada como K1-29.

A imagem em destaque, obtida no Observatório El Sauce, no Chile, retrata uma intrincada estrutura em forma de roda, feita de hidrogênio brilhante, que foi lançada ao espaço por uma estrela moribunda e ionizada pela anã branca remanescente. Essa estrutura era quase invisível na placa original, o que demonstra o poder dos telescópios e câmeras modernos.

Dois aglomerados opostos de gás hidrogênio vermelho, envoltos no véu azul de oxigênio ionizado, sugerem a presença de uma companheira da brilhante anã branca no centro da roda!

A idade da estrela central pode ser de 7.800 anos e a distância, de cerca de 4.750 anos-luz.

Fora da camada central principal, existe uma enorme estrutura de origem desconhecida, composta predominantemente por emissão de OIII. Essa estrutura externa foi descoberta pelo astrônomo amador Steve Crouch, membro da equipe do Levantamento de Halos de Nebulosas Planetárias Galácticas (GPNHS), em maio de 2016.

Fonte: NASA

Remanescentes de supernova podem estar associados a estrelas irmãs

Um novo estudo acerca de dois remanescentes de supernova, os detritos que ficam para trás após a explosão das estrelas, sugere que as explosões tiveram origem em estrelas irmãs que outrora se orbitavam uma à outra.

© NASA (IC 443 & G189.6+3.3)

A detonação da primeira estrela lançou a sua companheira binária a grande velocidade pelo espaço e, depois de viajar durante milhares de anos, a estrela sobrevivente também explodiu.

O conhecido remanescente de supernova IC 443 (à direita) tem um vizinho mais antigo e menos brilhante (aqui representado em azul-esverdeado e magenta) chamado G189.6+3.3. Um filamento de gás entre eles, brilhando no visível e ultravioleta (arco violeta no centro), traça a onda de choque da vizinha e mostra que ambos os remanescentes estão interagindo com a mesma nuvem molecular, representada em vermelho, laranja e castanho para os dados de infravermelho e rádio, e em amarelo para a luz visível. O azul-esverdeado mostra os raios X provenientes do remanescente mais tênue, enquanto o magenta mostra os raios gama com energias superiores a 10 bilhões elétrons-volt; a título de comparação, a luz visível tem energias entre cerca de 2 e 3 elétrons-volt. Nesta imagem, a luz altamente energética proveniente de IC 443, muito mais brilhante, foi removida para maior clareza. A emissão de raios gama perto do filamento resulta de prótons acelerados na onda de choque da supernova à medida que esta se expande para dentro da nuvem.

Utilizando 16 anos de dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, a nossa análise revelou raios gama associados a um remanescente de supernova que estava oculto pelo brilho da sua vizinha, a Nebulosa da Medusa, um dos remanescentes de supernova emissores de raios gama mais brilhantes que se conhecem.

O estudo centrou-se no tênue remanescente de supernova G189.6+3.3, que é visível principalmente em raios X. Este é ofuscado pela sua vizinha mais brilhante e mais conhecida, a Nebulosa da Medusa (IC 443). Os dois remanescentes estelares, ambos localizados na direção da constelação de Gêmeos, parecem sobrepor-se parcialmente quando observados em raios X. Evidências recentes em raios X sugerem que o plasma quente, provavelmente associado a G189.6+3.3, pode estender-se por toda a região, o que indica que a sobreposição pode ser quase total.

Uma estrela massiva explode quando o seu núcleo produtor de energia fica sem combustível e entra em colapso sob o seu próprio peso, desencadeando uma explosão que destrói a estrela. A onda de choque da explosão envolve uma nuvem quente de detritos que se expande rapidamente para o espaço. Até agora, os astrônomos catalogaram cerca de 300 remanescentes de supernova na nossa Galáxia.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora o cosmos em constante mudança para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Há mais de uma década, observações do LAT (Large Area Telescope) do Fermi revelaram que as ondas de choque dos remanescentes de supernova aceleravam partículas até uma fração da velocidade da luz, um processo proposto pela primeira vez pelo físico Enrico Fermi em 1949.

Estas partículas velozes, denominadas raios cósmicos, interagem com o gás interestelar para produzir raios gama, a mais energética forma de luz. Os prótons constituem 99% das partículas dos raios cósmicos. Para provar que os prótons acelerados são responsáveis pelo brilho, os astrônomos procuram uma característica específica dos raios gama. Quando os prótons dos raios cósmicos colidem com o gás interestelar, produzem uma partícula de curta vida chamada píon neutro, que decai quase imediatamente num par de raios gama. Esta emissão ocorre dentro de uma faixa específica de energias associada à massa do píon neutro e situa-se dentro do intervalo detectado pelo instrumento LAT do Fermi.

Em 2013, as observações do Fermi provaram que a Nebulosa da Medusa, que está interagindo com parte de uma nuvem brilhante de gás hidrogênio conhecida como Sharpless 249, produzia raios gama através deste mecanismo. A sua vizinha, G189.6+3.3, foi descoberta em 1994 no âmbito de um levantamento de raios X realizado pela missão ROSAT (ROentgen SATellite).

Um filamento brilhante de gás situa-se entre os remanescentes sobrepostos. Novas observações desta característica revelam que a onda de choque proveniente de G189.6+3.3 colidiu com o gás interestelar denso presente nesse local e abrandou drasticamente, o que constitui uma evidência fundamental de que ambos os remanescentes estão interagindo com o mesmo sistema de nuvens.

A equipe conclui que os remanescentes se encontram a cerca de 6.000 anos-luz de distância, que os seus centros de explosão estão separados por cerca de 40 anos-luz, projetados no plano do céu, e que as estrelas originais podem ter tido 20 ou mais vezes a massa do Sol. As estimativas da idade destes remanescentes variam consideravelmente, a Nebulosa da Medusa tem entre 8.000 e 9.000 anos, enquanto G189.6+3.3 tem entre 20.000 e 110.000 anos. Isto significa que o intervalo entre as explosões pode ter-se prolongado por até 100.000 anos.

Além disso, foi estimado que a probabilidade de encontrar aleatoriamente esta combinação de alinhamento espacial observado e distâncias compatíveis é inferior a 1%, o que reforça fortemente a hipótese de uma associação física. 

Um artigo que descreve os resultados será publicado numa futura edição da revista Nature Communications.

Fonte: NASA