Identificados os exoplanetas com maior período orbital

Uma colaboração internacional de astrônomos liderada pela ULL (Universidade de La Laguna) e pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) identificou dois planetas intrigantes, gigantescos, mas de baixa densidade, que orbitam a estrela HD 114082.

© IAC (ilustração do sistema planetário HD 114082)

Esta estrela tem apenas 15 milhões de anos, ou seja, é muito mais jovem do que o Sol (com 4,6 bilhões de anos), gira 15 vezes mais depressa, tem 28% mais massa e é cerca de mil graus mais quente e quase quatro vezes mais luminosa. Os seus planetas recebem cerca de 200 vezes mais luz e calor do que Júpiter.

O estudo, que envolveu a separação do fraco sinal planetário do sinal estelar, oferece pistas acerca da formação dos exoplanetas e ajuda a contextualizar o Sistema Solar. Foram identificados dois exoplanetas gigantes. Destacam-se entre os mais jovens detectados por passarem à frente da sua estrela, pois demoram mais tempo para completar uma órbita. O planeta interior, 20% mais próximo da sua estrela do que a Terra do Sol, tem o tamanho de Júpiter. O planeta exterior encontra-se à mesma distância orbital que a Terra e tem um raio 36% maior do que o de Júpiter e uma densidade média mais de 7,5 vezes inferior à da água, pelo que flutuaria. Os planetas movem-se em órbitas quase circulares no mesmo plano e podem estar em ressonância.

A partir das observações, foram geradas curvas de luz estelar (intensidade em função do tempo). Estas mostram quatro diminuições não consecutivas do planeta interior HD 114082 b. Cada diminuição de brilho, ou trânsito, deve-se ao fato de o planeta passar à frente da estrela, bloqueando uma pequena fração da sua luz do ponto de vista do Sistema Solar.

Estes dados permitiram determinar o seu período orbital com uma precisão de minutos: 225 dias, 13 horas e 12 minutos (incerteza de 34,56 segundos). O período do planeta exterior, HD 114082 c, 314 dias (margem de erro de 9%), foi estimado a partir de um único trânsito confirmado por dois instrumentos e medições suplementares. A atração gravitacional entre os dois planetas manifesta-se através de um efeito de "jogo da corda", que atrasa ou antecipa o trânsito do planeta companheiro; este efeito, tanto mais pronunciado quanto mais próximos de uma ressonância estes gigantes estiverem, pode ser medido mesmo que as suas massas sejam pequenas.

Como e onde é que se formaram estes planetas?

Estes gigantes formaram-se no disco protoplanetário, rico em gás e poeira, em torno da estrela. Inicialmente, acumularam material até formarem um núcleo sólido. Quando atingiram uma determinada massa, iniciou-se um descontrolado processo de acreção de gás e o calor interno provocou a expansão do seu invólucro. A teoria sugere que dois planetas nascidos muito próximos um do outro tendem a atingir massas semelhantes. A massa medida do planeta exterior é, no máximo, 24% da de Júpiter, ou seja, 4,4 vezes a massa de Netuno.

Estes gigantes devem ter influenciado as órbitas dos asteroides e cometas remanescentes da formação planetária mais próximos da estrela, organizando-os num cinturão que se encontra no mesmo plano que as órbitas dos planetas.

As descobertas obtidas colocam este sistema planetário em torno de HD 114082 no centro das atenções da comunidade exoplanetária. Nos próximos anos, observações de acompanhamento com instalações como as utilizadas neste trabalho e outras, tais como o telescópio espacial James Webb, permitirão caracterizar este sistema único com maior detalhe, desde a determinação precisa das massas dos planetas até à descoberta da composição química das suas atmosferas e outros mistérios ainda por resolver.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A fonte de energia das supernovas superluminosas

Uma equipe internacional que estuda dados do telescópio espacial de raios gama Fermi concluiu que a missão detectou a supernova SN 2017egm rara e incomumente luminosa.

© SDSS (supernova SN 2017egm)

A supernova superluminosa SN 2017egm foi descoberta pela missão Gaia da ESA no dia 23 de maio de 2017. Explodiu numa enorme galáxia espiral barrada conhecida como NGC 3191, mostrada à esquerda antes da explosão. A imagem à direita, captada a 1 de julho de 2017, mostra a supernova brilhando mais do que toda a galáxia.

Os pesquisadores afirmam que a supernova SN 2017egm provavelmente obteve a sua energia de uma estrela de nêutrons muito magnetizada, nascida do colapso estelar que desencadeou a explosão.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora as mudanças no cosmos para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Durante quase 20 anos, os astrônomos têm procurado nos dados do Fermi sinais de raios gama provenientes de milhares de supernovas e, embora tenham sido relatadas algumas pistas intrigantes, nenhuma era definitiva até agora.

As supernovas de colapso do núcleo ocorrem quando o centro produtor de energia de uma estrela com uma massa muitas vezes superior à do nosso Sol fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode. Durante o colapso, pode formar-se uma estrela de nêutrons do tamanho de uma cidade ou um buraco negro ainda menor. Uma onda de choque expulsa o resto da estrela, que se expande rapidamente como uma nuvem quente e densa de gás ionizado.

Nas últimas duas décadas, foram identificadas cerca de 400 excepcionais supernovas de colapso do núcleo. Cada um destes eventos, denominados supernovas superluminosas, produziu 10 ou mais vezes a quantidade de luz visível normalmente observada. Em 2024, um estudo observou que o LAT (Large Area Telescope) do Fermi pode ter detectado raios gama, a forma mais energética de luz, provenientes de uma supernova superluminosa que ocorreu anos antes.

Denominada SN 2017egm, esta explosão superpotente ocorreu na galáxia NGC 3191, localizada a cerca de 440 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação da Ursa Maior. Mesmo a esta distância, a explosão continua sendo uma das mais próximas do seu tipo.

Os pesquisadores procuraram raios gama provenientes das seis supernovas superluminosas mais próximas observadas durante os primeiros 16 anos da missão do Fermi, e apenas SN 2017egm apresenta indícios de raios gama, confirmando sugestões anteriores de que algumas supernovas podem ser tão luminosas em raios gama como o são no visível.

Os teóricos têm debatido as possíveis fontes de energia que conferem a estas explosões a sua força adicional. No topo da lista está a formação de um magnetar, um tipo de estrela de nêutrons com os campos magnéticos mais intensos que se conhecem, até 1.000 vezes a intensidade das estrelas de nêutrons típicas. É 10 trilhões de vezes mais forte do que um típico ímã que se coloca num frigorífico.

A equipe realizou uma análise mais aprofundada das características ópticas e de raios gama observadas na supernova para comparar a capacidade de diferentes modelos teóricos em reproduzi-las. Um modelo desenvolvido rastreou a forma como a luz e as partículas produzidas por um magnetar recém-formado se deslocariam para o exterior e interagiriam com os detritos em expansão da supernova.

Os cientistas esperam que um magnetar recém-formado gire algumas centenas de vezes por segundo. Esta rotação rápida produz um forte fluxo de elétrons e pósitron, as suas contrapartes de antimatéria, que forma uma vasta nuvem de partículas energéticas. Dentro desta nuvem, denominada nebulosa de vento de magnetar, várias interações alimentam a produção e a absorção de raios gama. Por exemplo, um elétron e um pósitron podem aniquilar-se, formando um par de fótons de raios gama, ou dois raios gama podem colidir e produzir as partículas.

Desta e de outras formas, os raios gama interagem com os detritos da supernova. Incapazes de escapar diretamente, são reprocessados, convertidos em luz visível de menor energia, o que confere à supernova um aumento adicional de luminosidade. 

Os pesquisadores sugerem que processos adicionais provavelmente desempenharam papéis importantes durante o longo desvanecimento de SN 2017egm. Estes incluem detritos caindo de volta sobre o magnetar e interações entre a onda de choque e a matéria ejetada pela estrela nos séculos anteriores ao seu colapso.

A equipe também analisou a capacidade de uma nova instalação terrestre de detecção de raios gama, o CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory), para detectar eventos como SN 2017egm. Segundo eles, com cerca de 50 horas de tempo de observação, seria possível detectar uma supernova semelhante a uma distância de cerca de 500 milhões de anos-luz.

A compreensão de fenômenos como SN 2017egm irá melhorar graças à cooperação entre essas instalações e a frota de observatórios espaciais da NASA que monitoram mudanças rápidas no Universo. O mecanismo do motor central do magnetar baseia-se em muitos avanços observacionais e teóricos sobre magnetares ao longo dos últimos 20 anos. A observação de raios gama provenientes de supernovas irá proporcionar uma nova forma de explorar o seu funcionamento interno.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

Descoberta galáxia quimicamente mais primitiva do Universo jovem

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o telescópio espacial James Webb (JWST) e um fenômeno natural conhecido como lente gravitacional para obter uma caracterização definitiva de LAP1-B, uma galáxia ultrafraca com 13 bilhões de anos.

© JWST (galáxia LAP1-B)

Uma imagem em três cores criada a partir de dados obtidos com o instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb. Como as estrelas desta galáxia são extremamente fracas e poucas em número, a galáxia é invisível na imagem de fundo captada pelo NIRCam, mas outro instrumento, o NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), conseguiu detectar assinaturas químicas. Uma visualização (não uma imagem real) dos dados de velocidade e distribuição do NIRSpec é apresentada na inserção para o oxigênio (verde) e dois estados de excitação diferentes do hidrogênio (azul e vermelho).

Aprofundando as detecções iniciais, este novo estudo revelou uma abundância extremamente baixa de oxigênio, apenas 1/240 da do Sol, um recorde. Este estado quimicamente primitivo, aliado a uma elevada proporção carbono-oxigênio e a um halo dominante de matéria escura, sugere que LAP1-B é a tão procurada "antecessora" das misteriosas galáxias fósseis encontradas hoje perto da Via Láctea.

Logo após o Big Bang, o Universo continha apenas elementos leves, como hidrogênio e hélio. Os elementos mais pesados, como o oxigênio e o carbono, foram forjados muito mais tarde no interior das primeiras estrelas. Durante décadas, os astrônomos tentaram encontrar o momento em que estas "estrelas de primeira geração" começaram a espalhar elementos mais pesados pelo cosmos. No entanto, as galáxias mais antigas que abrigam essas estrelas jovens e primordiais são tão pequenas e tênues que observar a sua composição química era praticamente impossível, até agora.

Pesquisadores da Universidade de Kanazawa, do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) e da Universidade de Tóquio, centraram-se na minúscula galáxia ultrafraca LAP1-B. A sua luz foi ampliada 100 vezes por lente gravitacional, em que a gravidade de um enorme aglomerado de galáxias atua como uma gigante e natural lente de telescópio no espaço. 

Para além da sua natureza primitiva, a galáxia apresenta uma elevada proporção da abundância carbono-oxigênio. Esta relação única de elementos está em estreita conformidade com as previsões teóricas do material disperso pelas explosões das primeiras estrelas do Universo.

A equipe também descobriu que LAP1-B é incrivelmente leve, menos de 3.300 vezes a massa do Sol, o que sugere que a maior parte da galáxia consiste de matéria escura invisível. Esta característica, juntamente com a sua composição química única, torna-a uma correspondência quase perfeita para as "galáxias anãs ultrafracas" encontradas hoje perto da Via Láctea, que são extremamente tênues, pequenas e contêm muito poucas estrelas.

As galáxias anãs ultrafracas não são apenas as galáxias mais tênues; são compostas por estrelas antigas com mais de 12 bilhões de anos e são frequentemente descritas como "fósseis do Universo". Os astrônomos suspeitavam que pudessem ser os vestígios das primeiras galáxias do Universo devido à ausência de elementos pesados, mas nunca tiveram uma ligação direta, até encontrarem LAP1-B. 

Esta descoberta estabelece uma nova forma de mapear o nascimento dos elementos e a formação das estruturas mais antigas do Universo. No futuro, a equipe planeja utilizar o Webb para procurar objetos ainda mais primitivos, com o objetivo de encontrar as primeiras galáxias alguma vez formadas.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Aglomerado de galáxias esconde um passado muito mais violento

O aglomerado de galáxias Abell 2029 é por vezes descrito como "o aglomerado mais tranquilo do Universo". Esta designação não se deve a uma "aura" particularmente serena, mas sim ao fato de o gás superaquecido que permeia o aglomerado parecer extremamente calmo.

© Chandra (aglomerado de galáxias Abell 2029)

Esta nova imagem composta mostra evidências da atividade passada do aglomerado na forma semelhante a um náutilo observada nos dados do Chandra (azul). A luz óptica proveniente de estrelas e galáxias no mesmo campo de visão aparece principalmente branca numa imagem do telescópio Pan-STARRS, localizado no Havaí.

Novas observações do observatório de raios X Chandra mostram claramente que Abell 2029 teve uma história muito mais conturbada do que a sua aparência atual sugere. O estudo mais recente conclui que Abell 2029 ainda está se estabilizando após uma colisão violenta com outro aglomerado menor, há cerca de quatro bilhões de anos.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas do Universo mantidas unidas pela gravidade. São compostos por centenas ou até milhares de galáxias, matéria escura invisível e uma enorme quantidade de gás que preenche o espaço entre as galáxias. Este gás é normalmente aquecido a milhões de graus, o que o faz brilhar em raios X.

Uma equipe liderada por astrônomos da Universidade de Boston e do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian obteve a observação de raios X mais profunda de sempre deste aglomerado utilizando o Chandra. Os dados do Chandra revelam sinais claros de que este aglomerado não teve uma história monótona.

A equipe pensa que a forma espiral no gás quente foi formada quando o gás no aglomerado se espalhou para os lados devido aos efeitos gravitacionais da colisão. A espiral espalhada em Abell 2029 é uma das mais longas já observadas, estendendo-se por cerca de dois milhões de anos-luz a partir do centro do aglomerado. Existem várias outras evidências da colisão passada, nunca vistas em conjunto num aglomerado, permitindo o rastreamento da história da sua colisão com um detalhe sem precedentes. 

Por fim, existe uma característica em forma de "baía" no gás quente, que os pesquisadores pensam poder ter sido causada por uma sobreposição entre as partes exteriores da espiral e o gás arrancado do aglomerado menor à medida que este passava pelo aglomerado maior. Embora pensa-se que se trata de uma relíquia da colisão, também são possíveis outras explicações para esta estrutura.

Simulações computacionais da colisão sugerem que o aglomerado menor tinha uma massa cerca de dez vezes inferior à do aglomerado maior. A espiral formou-se quando o aglomerado menor fez a sua primeira passagem pelo aglomerado maior, empurrando o seu gás para os lados. A gravidade do aglomerado maior fez então com que o outro aglomerado abrandasse e fosse atraído de volta para uma segunda colisão. Isto gerou uma frente de choque e deixou para trás um rastro de material, formando a região de "respingo". A frente de choque é demasiado fraca para ser vista nesta imagem.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

As origens de um par incomum de planetas

Um par planetário orbita uma estrela a cerca de 190 anos-luz da Terra. Um Júpiter quente, normalmente "solitário", partilha o espaço com um mini-Netuno, numa combinação rara e improvável que tem intrigado os astrônomos desde a descoberta do sistema em 2020.

© K. Chakraborty (ilustração de um mini-Netuno e um Júpiter quente)

Agora, cientistas do MIT (Massachusetts Institute of Technology) conseguiram vislumbrar a atmosfera do mini-Netuno, que trafega dentro da órbita do seu companheiro do tamanho de Júpiter, e descobriram pistas para explicar as origens deste sistema planetário incomum.

No estudo, os cientistas relatam novas medições da atmosfera do mini-Netuno, realizadas com o telescópio espacial James Webb da NASA. É a primeira vez que os astrônomos medem a composição de um mini-Netuno que reside dentro da órbita de um Júpiter quente. As suas medições revelam que o planeta menor tem uma atmosfera "pesada", rica em vapor de água, dióxido de carbono, dióxido de enxofre e traços de metano.

Uma atmosfera tão pesada não teria sido adquirida pelo planeta se este se tivesse formado na sua localização atual, muito perto da sua estrela. Em vez disso, os cientistas afirmam que as descobertas apontam para uma teoria alternativa sobre a sua origem: tanto o mini-Netuno como o Júpiter quente podem ter-se formado muito mais longe, na região mais fria do disco protoplanetário. Aí, os planetas poderiam ter acumulado lentamente atmosferas de gelo e outros compostos voláteis. Com o tempo, os planetas foram provavelmente atraídos para a estrela num processo gradual que os manteve próximos, com as suas atmosferas intactas.

Os resultados da equipe são os primeiros a mostrar que os mini-Netunos podem formar-se para além da "linha de gelo" de uma estrela. Esta fronteira refere-se à distância mínima de uma estrela onde a temperatura é suficientemente baixa para que a água se condense instantaneamente em gelo. Tal como o próprio nome indica, os mini-Netunos são planetas com uma massa inferior à de Netuno. São considerados anões gasosos, compostos principalmente por gás, com um núcleo interno rochoso. Os mini-Netunos são os planetas mais comuns na Via Láctea, embora, curiosamente, não exista nenhum mundo deste tipo no nosso próprio Sistema Solar.

Os astrônomos observaram muitos planetas orbitando uma grande variedade de estrelas em diversos sistemas planetários. Os mini-Netunos, portanto, são geralmente considerados planetas comuns. Os astrônomos fizeram a descoberta do sistema utilizando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Analisaram as medições do TESS relativas a TOI-1130, uma estrela localizada a 190 anos-luz da Terra, e detectaram sinais de um mini-Netuno e de um Júpiter quente, orbitando a estrela a cada quatro e oito dias, respectivamente.

Os Júpiteres quentes são "solitários", o que significa que não têm planetas companheiros dentro das suas órbitas. São tão massivos e a sua gravidade é tão forte que tudo o que se encontra dentro da sua órbita acaba por ser disperso. Mas, de alguma forma, neste Júpiter quente, um companheiro interior sobreviveu. E isso levanta questões sobre como é que um sistema deste tipo se poderia ter formado.

Foi descoberto que o mini-Nepuno e o Júpiter quente se encontravam em "ressonância de movimento médio", o que significa que cada um pode afetar o movimento do outro, puxando e empurrando, variando ligeiramente o tempo que cada um demora para orbitar a sua estrela. A partir das medições do telescópio espacial James Webb, a equipe descobriu que o planeta absorvia comprimentos de onda específicos da água, do dióxido de carbono, do dióxido de enxofre e, em menor grau, do metano. Estas moléculas são mais pesadas do que o hidrogênio e o hélio, que constituem atmosferas mais leves. Se os mini-Netunos se formassem muito perto da sua estrela, deveriam ter atmosferas leves. Mas os novos resultados da equipe contrariam essa suposição e apresentam uma nova forma como os mini-Netunos se poderiam ter formado.

Uma vez que foram encontradas moléculas mais pesadas na atmosfera de TOI-1130 b, que orbita muito próximo da sua estrela, os cientistas afirmam que a única explicação possível para a sua composição é que o planeta se formou muito mais longe do que a sua localização atual. O planeta provavelmente acumulou a sua atmosfera densa de água e outros compostos voláteis, como dióxido de carbono e dióxido de enxofre, na região gelada para além da linha de gelo da estrela. Neste ambiente muito mais frio, a água condensa-se nas partículas de poeira para formar pedrinhas geladas, que um planeta em formação pode atrair para a sua atmosfera. A água evapora-se à medida que migra lentamente para mais perto da sua estrela.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Aumenta a população conhecida de anãs marrons

Um novo estudo do projeto "Backyard Worlds: Planet 9" da NASA anunciou que os voluntários praticamente duplicaram o número de anãs marrons conhecidas, com mais de 3.000 novas descobertas feitas nos últimos 10 anos, desde o início do projeto.

© W. Pendrill (ilustração de uma anã marrom)

As anãs marrons são bolas de gás do tamanho de Júpiter, menos massivas do que as estrelas. Há uma por cada três ou quatro estrelas próximas do Sol. Embora as anãs marrons sejam comuns, podem ser difíceis de detectar porque brilham muito pouco em comparação com as estrelas.

Ter o dobro de anãs marrons para estudar permite aos astrônomos uma compreensão mais profunda destes objetos esquivos. Esta nova e vital lista de anãs marrons já revelou uma nova variedade de objetos, as subanãs T extremas e muitas outras raridades, tais como objetos ultrafrios e uma anã marrom que parece ter auroras. Também ajudou a inventariar a distribuição de massa na Via Láctea e a mapear a nossa vizinhança cósmica.

A equipe consta com cerca de 200.000 voluntários que descobriram estas anãs marrons em imagens captadas pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, já aposentado, e pela missão NEOWISE-R (Near-Earth-Object WISE Reactivation). Analisaram os dados utilizando a plataforma de ciência cidadã Zooniverse, procurando objetos em movimento através da comparação de imagens captadas ao longo de um período de 16 anos. Alguns voluntários contribuíram mesmo criando as suas próprias ferramentas de pesquisa e software de análise de dados.

Quer ajudar a fazer a próxima descoberta de uma anã marrom? O projeto Backyard Worlds: Planet 9 continua analisando mais de 2 bilhões de fontes observadas pelo WISE e pelo NEOWISE-R. Junte-se à busca em backyardworlds.org!

As descobertas foram publicadas no periódico The Astronomical Journal, sob a liderança do astrônomo Adam Schneider, do Observatório Naval dos EUA.

Fonte: NASA

Ondas gravitacionais revelam segredos dos maiores buracos negros

De acordo com um novo estudo, os buracos negros mais massivos do Universo, detectados pelas ondulações que provocam no espaço-tempo, não nasceram diretamente do colapso de estrelas. Em vez disso, estes gigantes cósmicos formam-se através de uma série de colisões repetidas e extremamente violentas em aglomerados estelares muito densos.

© STScI (aglomerado globular M80)

A imagem mostra o aglomerado globular M80, localizado cerca de 28.000 anos-luz de distância, que abriga centenas de milhares de estrelas unidas pela gravidade. Ambientes densamente povoados como este podem contribuir para o crescimento dos buracos negros através de fusões sucessivas.

O estudo analisou a versão 4.0 do GWTC (Gravitational-Wave Transient Catalogue) da Colabração LIGO-Virgo-KAGRA, que contém 153 detecções de fusões de buracos negros com confiabilidade suficiente. Os pesquisadores pretendiam testar a ideia de que os buracos negros mais massivos no GWTC-4 são objetos de "segunda geração", formados quando buracos negros anteriores se fundiram e depois se fundiram novamente nos núcleos densos de aglomerados estelares, onde as estrelas podem estar agrupadas até um milhão de vezes mais densamente do que na vizinhança do Sol.

As suas descobertas exploram as origens dos buracos negros mais massivos detectados pelas suas ondas gravitacionais, revelando duas populações distintas. Nos dados de ondas gravitacionais, a equipe identificou uma população de menor massa consistente com o colapso estelar comum; e uma população de maior massa cujas rotações parecem-se exatamente com as esperadas de fusões hierárquicas em aglomerados estelares densos.

Verificou-se que as rotações dos buracos negros de baixa massa eram muito lentas, tal como seria de esperar de um colapso estelar. A massa de transição entre as duas populações emerge muito claramente dos dados das rotações: para massas acima desse valor, verificou-se que as rotações eram consistentes com o que seria de esperar de orientações aleatórias no espaço e tinham magnitudes muito maiores.

O estudo também apresenta as evidências mais sólidas até à data da existência de uma "lacuna de massa", em que estrelas extremamente massivas explodem de forma catastrófica em vez de colapsarem para formar buracos negros. A teoria, há muito prevista, descreve um intervalo "proibido" de massa para buracos negros formados diretamente a partir de estrelas, em que se espera que estrelas muito massivas sejam destruídas antes de poderem formar buracos negros. Foi identificado este intervalo numa população de buracos negros de origem estelar com 45 vezes a massa do Sol ou mais, o que significa que buracos negros mais massivos do que isso não podem ter-se formado exclusivamente a partir de estrelas moribundas.

Existe também uma característica evidente na distribuição de massas que surge nesta massa de transição: a curvatura da distribuição altera-se, refletindo a ausência de buracos negros de "primeira geração" e a proeminência emergente dos de segunda geração. Descobriu-se que esta alteração da curvatura é exatamente o que seria de esperar se estes buracos negros proviessem de aglomerados densos.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Oxford

O cometa C/2025 R3 PanSTARRS antes da estrela Rigel

Para onde está indo o cometa C/2025 R3 PanSTARRS?

© Jakub Kuřák & Martin Mašek (cometa C/2025 R3 PanSTARRS)

Não em direção à estrela no topo da imagem, pois essa é Rigel, que, estando ao fundo, não tem relação com o cometa. Não está atravessando a nebulosa no meio da imagem, pois essa é a Nebulosa Cabeça de Bruxa e também está muito distante, mas não muito longe de Rigel. Não está indo para o norte, pois na última semana o cometa C/2025 R3 (PanSTARRS) se moveu para o sul e agora é mais visível no Hemisfério Sul da Terra, a oeste, após o pôr do Sol, atualmente com magnitude de 6,2.

Angularmente, o cometa C/2025 R3 PanSTARRS está se movendo lentamente para cima e para a direita, noite após noite, e neste final de semana estará na constelação de Órion. Espacialmente, o cometa está agora saindo do nosso Sistema Solar, mas deve permanecer visível para câmeras no sul por cerca de uma semana. A imagem em destaque foi captada recentemente perto de Cerro Paranal, no Chile.

Fonte: NASA

Objeto do Sistema Solar exterior não deveria ter uma atmosfera

Uma equipe de astrônomos japoneses, profissionais e amadores, encontrou indícios de uma atmosfera tênue em torno de um pequeno corpo no Sistema Solar exterior.

© NAOJ (momento em que uma estrela passa por trás de um OTN)

A ilustração mostra uma sequência temporal imaginária no momento em que uma estrela passa por trás de um objeto transnetuniano (OTN) com atmosfera.

O objeto é tão pequeno que não deveria possuir uma atmosfera sustentável, o que levanta questões sobre quando e como essa atmosfera se formou. Observações futuras destinadas a caracterizar melhor a atmosfera ajudarão a desvendar estes mistérios.

Nas regiões frias do Sistema Solar exterior encontram-se milhares de pequenos objetos conhecidos como objetos transnetunianos (OTNs), porque se situam para lá da órbita de Netuno.

Foi observada uma atmosfera tênue em torno de Plutão, o OTN mais famoso, mas estudos de outros OTNs deram resultados negativos. A maioria dos OTNs é tão fria, e a sua gravidade superficial tão fraca, que não se espera que retenham atmosferas.

Os astrônomos procuraram uma atmosfera em torno de um OTN conhecido como (612533) 2002 XV93. Este objeto, abreviado como 2002 XV93, tem um diâmetro de aproximadamente 500 km. A título de referência, Plutão tem um diâmetro de 2.377 km.

A órbita de 2002 XV93 é tal que, vista do Japão, passou diretamente à frente de uma estrela no dia 10 de janeiro de 2024. À medida que a estrela desaparece por trás de 2002 XV93, pode desvanecer gradualmente, indicando que a luz está sendo atenuada ao passar por uma atmosfera fina; ou pode desaparecer repentinamente ao deslizar por trás da superfície sólida do OTN.

A equipe de astrônomos, liderada por Ko Arimatsu do Observatório Astronômico Ishigakijima do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), observou a estrela enquanto 2002 XV93 passava à sua frente a partir de vários locais no Japão. Os dados obtidos são consistentes com a atenuação causada por uma atmosfera. Os cálculos mostram que a atmosfera encontrada em torno de 2002 XV93 deverá durar menos de 1.000 anos, a menos que seja reabastecida. Por isso, deve ter sido criada ou reabastecida recentemente.

As observações do telescópio espacial James Webb não mostram sinais de gases congelados na superfície de 2002 XV93 que possam sublimar para formar uma atmosfera. Uma possibilidade é que algum evento tenha trazido gases congelados ou líquidos das profundezas do OTN para a superfície. Outra possibilidade é que um cometa tenha colidido com 2002 XV93, liberando gás que formou uma atmosfera temporária. São necessárias mais observações para distinguir entre estes dois cenários.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A variação de rotação das estrelas antes de morrerem

Desde o nascimento até à morte, as estrelas geralmente abrandam entre 100 e 1.000 vezes a sua velocidade de rotação inicial.

© L. McNeill (regiões internas de estrela massiva)

A ilustração mostra as regiões internas de uma estrela massiva durante a sua fase final de combustão das camadas de oxigênio (verde) e silício (verde-azulado), antes do colapso do núcleo de ferro (azul-escuro).

O momento angular total do Sol tem diminuído à medida que o material é gradualmente expelido da superfície sob a forma do vento solar. Ao observar este fenômeno, os astrônomos teorizaram que a interação entre os campos magnéticos e o fluxo de plasma é a forma mais eficiente de fazer as estrelas perderem velocidade.

O porquê e como isto acontece há muito que interessa aos astrônomos e, recentemente, uma técnica de observação chamada asterossismologia, que mede as frequências de oscilação naturais de uma estrela, tornou possível medir as velocidades de rotação internas e os campos magnéticos de outras estrelas na Via Láctea. A partir desta enorme população, surgiu uma imagem de como a rotação estelar diminui com a idade estelar, sugerindo que a teoria atual é insuficiente para explicar a diminuição dramática da rotação.

Fascinada pela asterossismologia e pelas simulações magnetohidrodinâmicas 3D da zona convectiva solar realizadas por outros pesquisadores, uma equipe da Universidade de Quioto sentiu-se inspirada a investigar como os campos magnéticos afetam a rotação no interior de estrelas massivas.

Através de uma simulação 3D de uma estrela massiva, foi possível explorar diretamente a complexa interação entre a convecção violenta, a rotação e os campos magnéticos. Foi confirmado que a rotação interna e o campo magnético coevoluem de forma semelhante ao dínamo solar: o processo energético que sustenta o campo magnético do nosso Sol.

Com estas equações, a equipe conseguiu prever matematicamente a evolução da rotação interna da estrela ao longo do tempo. A sua simulação revela que a velocidade e a direção dos movimentos convectivos foram influenciadas pela rotação e pelos campos magnéticos em escalas de tempo curtas, o que, por sua vez, altera a rotação, fazendo com que ela diminua ou, em alguns casos, aumente.

A equipe conseguiu formular a interação entre convecção, rotação e campos magnéticos como um modelo para o transporte radial do momento angular para fora e para dentro, mostrando que este transporte em fases de combustão posteriores está diretamente relacionado com a geometria do campo magnético.

Foi também surpreendente descobrir que algumas configurações dos campos magnéticos acabam por acelerar a rotação do núcleo, sugerindo que a velocidade de rotação final será específica das propriedades da estrela. A rotação lenta pode até ser impossível em algumas classes de estrelas massivas.

A descoberta do transporte de momento angular magnético durante fases avançadas de combustão sugere que a teoria desenvolvida para descrever a rotação em estrelas do tipo solar pode ser universal. A seguir, a equipe planeja criar simulações de evolução estelar que retratem toda a vida de várias estrelas de baixa a alta massa, para prever as suas velocidades de rotação durante várias fases evolutivas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Kyoto University

Ligando os pequenos pontos vermelhos

Um objeto recém-descoberto pode ser a chave para desvendar a verdadeira natureza de uma misteriosa classe de fontes que os astrônomos têm recentemente encontrado no Universo primitivo.

© NASA (ponto de raios X)

Um "ponto de raios X" detectado pelo observatório de raios X Chandra da NASA poderá explicar o que são estas centenas ou, potencialmente, milhares de objetos.

Pouco depois de o telescópio espacial James Webb da NASA ter iniciado as suas observações científicas, surgiram relatos de uma nova classe de objetos misteriosos. Foram encontrados pequenos objetos vermelhos a cerca de 12 bilhões de anos-luz da Terra ou mais longe, que ficaram conhecidos como "Pequenos Pontos Vermelhos" (ou LRDs, sigla inglesa para "Little Red Dots").

Muitos cientistas pensam que os LRDs são buracos negros supermassivos embebidos em nuvens densas de gás, que mascaram algumas das assinaturas típicas em diferentes tipos de luz, incluindo raios X, que os astrônomos costumam usar para os identificar. Isto torná-los-ia diferentes dos típicos buracos negros supermassivos em crescimento, que não estão embebidos em gás denso, permitindo que a brilhante luz ultravioleta e os raios X provenientes do material em órbita dos buracos negros escapem.

Devido a isto e às suas potenciais semelhanças com as atmosferas estelares, denominando este cenário como "estrela-buraco negro" para os LRDs. Este novo "ponto de raios X", oficialmente designado 3DHST-AEGIS-12014, localizado a cerca de 11,8 bilhões de anos-luz da Terra, poderá constituir uma ponte crucial entre as estrelas-buraco negro e os típicos buracos negros supermassivos em crescimento. Exibe a maioria das características de um LRD, incluindo o fato de ser pequeno, vermelho e estar localizado a uma grande distância, mas brilha em raios X, ao contrário de outros LRDs.

A equipe encontrou este objeto especial após comparar novos dados do Webb com um levantamento profundo realizado anteriormente pelo Chandra. Se os pequenos pontos vermelhos são buracos negros supermassivos em rápido crescimento, por que razão não emitem raios X como outros buracos negros semelhantes? Encontrar um pequeno ponto vermelho que parece diferente dos outros dá-nos uma nova e importante perspectiva sobre o que os poderá alimentar.

Os pesquisadores sugerem que o ponto de raios X representa uma fase de transição de um LRD para um buraco negro supermassivo em crescimento típico. À medida que a estrela-buraco negro consome o gás circundante, surgem abertas irregulares nas nuvens de gás. Isto permite que os raios X provenientes do material que cai no buraco negro consigam atravessar, sendo observados pelo Chandra. Eventualmente, todo o gás é consumido e a estrela-buraco negro deixa de existir.

Existem também indícios nos dados do Chandra, relativos ao ponto de raios X, de que há variações no brilho dos raios X, o que corrobora a ideia de que o buraco negro está parcialmente obscurecido. À medida que a nuvem de gás gira, zonas de gás mais denso e menos denso podem transitar à frente do buraco negro (da perspectiva do Sistema Solar), causando alterações no brilho dos raios X.

Se for confirmado que o ponto de raios X é um pequeno ponto vermelho em transição, não só seria o primeiro do seu gênero, como poderia ser possível ver o interior de um pequeno ponto vermelho pela primeira vez. Seria também a evidência mais forte até à data de que o crescimento de buracos negros supermassivos está no centro de alguns, se não de todos, os pequenos pontos vermelhos.

Uma ideia alternativa para o ponto de raios X é que se trata de um tipo mais comum de buraco negro supermassivo em crescimento, mas que está envolto num tipo exótico de poeira que nunca foi vista antes. Estão previstas observações futuras que deverão ser capazes de revelar a verdade.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Desvendando o mistério da massa das jovens estrelas de Órion

A massa de uma estrela determina toda a sua história de vida, desde a forma como brilha até à forma como morre.

© NRAO (ilustração de duas jovens estrelas orbitando uma à outra)

No caso das estrelas jovens envoltas em poeira, determinar a sua massa com precisão tem sido, há muito, uma tarefa difícil, mas novas medições no rádio estão começando a mudar essa situação.

Os astrônomos estão ajudando a desvendar o mistério da massa das estrelas jovens no complexo de formação estelar de Órion, medindo as suas massas com uma precisão sem precedentes.

Estrelas leves, semelhantes ao Sol, queimam combustível de forma constante durante 10 bilhões de anos, enquanto as massivas brilham intensamente por um curto período antes de explodirem como supernovas em apenas meros milhões de anos. A massa também determina quais os elementos pesados que elas produzem, tais como carbono, oxigênio e ferro, que constituem os blocos de construção dos planetas e da vida. Além disso, influencia os tipos de planetas que se podem formar à sua volta.

Utilizando o VLBA (Very Long Baseline Array), uma rede de radiotelescópios espalhados pelos EUA que funcionam em conjunto como um único instrumento gigante, a equipe acompanhou os movimentos orbitais de uma amostra de jovens sistemas estelares binários em Órion. As estrelas binárias são pares que orbitam um centro de massa comum, como parceiros de dança rodopiando um ao redor do outro. Ao observar estes movimentos com extraordinária precisão em comprimentos de onda de rádio, os pesquisadores conseguiram calcular as massas reais das estrelas sem recorrer a modelos teóricos.

As jovens estrelas de Órion estão envoltas em densas nuvens de gás e poeira, impedindo que a luz visível e até mesmo a infravermelha chegue à maioria dos telescópios. O VLBA supera esta dificuldade observando em comprimentos de onda de rádio (5 GHz), onde a poeira é transparente e a resolução extrema do conjunto de antenas permite distinguir binários muito íntimos que se confundem em outros comprimentos de onda. O VLBA também consegue detectar movimentos no céu menores do que a largura de um cabelo humano, vistos a milhares de quilômetros de distância, demonstrando a notável proeza técnica por trás destas medições de massa.

Na prática, isto significa medir pequenas variações na posição aparente de uma estrela no céu ao longo de meses e anos, utilizando observações repetidas para traçar o seu percurso. Cada radiotelescópio da rede VLBA regista as ondas de rádio recebidas com uma precisão extraordinária. Ao combinar os sinais de antenas espalhadas por todo os EUA, desde o Havaí até às Ilhas Virgens, os astrônomos conseguem determinar a posição de uma estrela com uma precisão de milésimos de segundo de arco, muito superior à que é possível com uma única antena.

Ao comparar como essa posição muda ao longo do tempo, é possível observar o movimento orbital sutil causado pela gravidade de uma estrela companheira e usar esse movimento para inferir a massa de cada estrela no sistema. Nos sistemas em que as massas medidas puderam ser comparadas com modelos padrão de evolução de estrelas jovens, os resultados foram mistos: alguns foram bem reproduzidos, enquanto pelo menos um apresentou uma discrepância clara, sugerindo que os modelos ainda podem precisar de aperfeiçoamento.

As observações também revelaram companheiras anteriormente ocultas e evidências de que uma forte atividade magnética pode persistir em estrelas jovens relativamente massivas. As estrelas jovens em Órion são os alicerces de futuros sistemas planetários, muito semelhantes ao nosso próprio Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory