Buracos negros crescendo e galáxias decaindo

Conforme a galáxia espiral barrada NGC 4921 desfalece no Aglomerado Coma, a cerca de 320 milhões de anos-luz de distância em Coma Berenices, ela está perdendo pedaços de si mesma ao longo do caminho. Mas novas observações mostram que não está perdendo tudo.

© ALMA/Hubble (NGC 4921)

A imagem composta mostra os dados do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) (vermelho/laranja) que revelam estruturas de filamentos deixadas para trás pela remoção de pressão de arraste, sobrepostas em uma visão de luz visível do telescópio espacial Hubble da galáxia espiral NGC 4921.

O espaço entre as galáxias neste aglomerado é preenchido com tênue gás quente e, conforme a galáxia cai neste gás, é influenciada pelo vento. Este vento, conhecido como pressão de arraste, remove o gás da galáxia e o seu reservatório de formação de estrelas. 

Os astrônomos há muito testemunham os efeitos da pressão de arraste em aglomerados de galáxias. Mas agora, usando o ALMA no Chile, William Cramer (Arizona State University) e colegas captaram a primeira evidência de que a pressão de arraste nem sempre tira tudo. Entre as nuvens de gás na galáxia NGC 4921, algumas delas estão retornando para a galáxia. Parece que os campos magnéticos os estão segurando contra o vento. 

As observações do ALMA cobrem apenas a borda da galáxia NGC 4921 conforme ela colapsa no aglomerado de galáxias. É provável que haja ainda mais gás caindo em outros quadrantes. Observações adicionais ajudarão a quantificar a quantidade de gás que retorna, prolongando a vida de formação estelar da galáxia.

O momento angular, ou spin, representa um problema para os astrofísicos. Nada está em repouso: estrelas, planetas e galáxias nascem girando. Então, como é que qualquer coisa cai no meio: como as estrelas acumulam gás, como os planetas crescem e como as galáxias alimentam seus buracos negros centrais? Para que qualquer objeto neste universo cresça ou evolua, primeiro precisa se livrar do spin. 

Uma nova simulação cosmológica mostra este processo em ação para um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia, que está embutido em um halo maior de gás quente. A simulação mostra o fluxo de gás desde o halo, 100.000 anos-luz ou mais, até seu buraco negro supermassivo central.

A grande variedade de escala permite que esta simulação visualize processos que os anteriores não conseguiam. As simulações mostram que estruturas de galáxias, como braços espirais, usam forças gravitacionais para bloquear o gás que orbitaria os centros das galáxias para sempre. Este mecanismo de frenagem permite que o gás caia em buracos negros.

A simulação é realista o suficiente para mostrar supernovas individuais explodindo na galáxia hospedeira e estrelas impulsionando ventos de partículas e radiação intensa. No entanto, a simulação não inclui nenhum retorno do buraco negro; fornece uma imagem de como um buraco negro supermassivo cresceria na ausência de seus próprios jatos ou ventos, o que poderia esculpir uma cavidade central e crescer lentamente. Incorporar o retorno do buraco negro continua sendo um projeto para o futuro.

O estudo será publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Um quarto das estrelas semelhantes ao Sol canibaliza seus planetas

Em sistemas planetários formados por estrelas semelhantes ao Sol, mas que apresentam processos dinâmicos severos que causam reconfigurações em sua arquitetura, alguns planetas podem ter sido “devorados” pela estrela hospedeira.

© Vanderbilt University (ilustração de estrela engolfando exoplaneta)

Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Lorenzo Spina, do Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF), de Pádua, Itália, e incluindo Jorge Meléndez, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), estudou a composição química de estrelas de tipo solar em mais de cem sistemas binários, a fim de identificar assinaturas de planetas eventualmente “engolidos”.

“Em um sistema binário, as duas estrelas são formadas a partir do mesmo material e, portanto, deveriam ser quimicamente idênticas. No entanto, quando um planeta cai em uma estrela, ele é dissolvido na região mais externa do interior estelar, chamada de zona convectiva, e pode modificar a composição dessa região, aumentando o conteúdo de elementos químicos, ditos ‘refratários’, que são abundantes em planetas rochosos. Nas estrelas cujas assinaturas indicam o engolfamento de planetas são observadas quantidades maiores de lítio e de ferro em relação à sua estrela companheira gêmea do sistema binário,” disse Meléndez. 

O lítio é destruído no interior das estrelas, mas preservado no material que compõe os planetas. Portanto, uma abundância anormalmente alta desse elemento químico em uma estrela pode indicar que o material planetário foi engolido por ela. O estudo baseou-se em observações de 31 pares binários, portanto, de 62 estrelas, obtidas com o espectrógrafo HARPS no telescópio de 3,6 metros do Observatório de La Silla, operado pelo European Southern Observatory (ESO). 

Os dados levantados no local foram complementados com resultados anteriores, já consignados na literatura especializada. O Observatório de La Silla localiza-se no deserto do Atacama, nos Andes chilenos, em uma região extremamente seca, solitária e distante da poluição luminosa, que apresenta um dos céus noturnos mais escuros da Terra. 

“Esta foi a maior amostra já estudada de estrelas similares em sistemas binários e os resultados mostraram que pelo menos um quarto das estrelas de tipo solar ‘devora’ seus próprios planetas. A descoberta sugere que uma fração significativa dos sistemas planetários teve um passado muito dinâmico, ao contrário do nosso Sistema Solar, que preservou uma arquitetura ordenada,” afirma Meléndez. 

Esse resultado abre a possibilidade de usar abundâncias de certos elementos químicos para identificar estrelas com composição similar à do Sol. Estrelas deficientes em elementos ditos refratários apresentam maior probabilidade de hospedar estruturas análogas à de nosso Sistema Solar. 

Um sistema binário bastante estudado é 16 Cygni, situado a uma distância de aproximadamente 69 anos-luz da Terra. O sistema é formado por duas estrelas anãs amarelas parecidas com o Sol, 16 Cygni A e 16 Cygni B. E talvez englobe também uma estrela anã vermelha. Estima-se que 16 Cygni A e 16 Cygni B estejam separadas por uma distância de 860 UA, ou seja, 860 vezes a distância entre a Terra e o Sol. Para efeito de comparação, a distância entre o Sol e a chamada Heliopausa, que constitui a fronteira mais distante do Sistema Solar, é estimada entre 110 e 160 UA. 

Apesar da enorme distância que separa as duas estrelas gêmeas, a órbita fortemente excêntrica de um planeta maior do que Júpiter que orbita a estrela 16 Cygni B talvez se deva à perturbação gravitacional produzida pela estrela 16 Cygni A.

Nota-se também que a componente 16 Cygni A, que não tem nenhum planeta detectado, é sobreabundante em elementos refratários, o que sugere que talvez essa estrela já tenha engolido planetas. 

A pesquisa teve apoio da FAPESP, por meio de projeto Temático “Espectroscopia de alta precisão: das primeiras estrelas aos planetas”, coordenado por Meléndez. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Agência FAPESP

Herbig-Haro em ação

Esta imagem impressionante apresenta um fenômeno celestial relativamente raro conhecido como objeto Herbig-Haro.

© Hubble (HH111)

Este objeto Herbig-Haro em particular é denominado HH111 e foi fotografado pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble. 

Estes objetos espetaculares são formados em circunstâncias muito específicas. Estrelas recém-formadas são frequentemente muito ativas e, em alguns casos, expelem jatos muito estreitos de gás ionizado que se move rapidamente; sendo o gás tão quente que suas moléculas e átomos perderam seus elétrons, tornando o gás altamente carregado.

As correntes de gás ionizado então colidem com as nuvens de gás e poeira que cercam as estrelas recém-formadas com velocidades de centenas de quilômetros por segundo. São estas colisões energéticas que criam os objetos Herbig-Haro, como o HH111.

A WFC3 obtém imagens em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos, o que significa que ele observa objetos em uma faixa de comprimento de onda semelhante à faixa a que os olhos humanos são sensíveis (óptico) e uma faixa de comprimentos de onda que são um pouco longos demais para serem detectados pelos olhos humanos (infravermelho). A radiação infravermelha tem origem na vibração molecular, que gera oscilações nas cargas elétricas constituintes dos átomos e provoca a emissão de radiação, por isso, este tipo de radiação está associada ao calor.

Os objetos Herbig-Haro, na verdade, liberam muita luz em comprimentos de onda ópticos, mas são difíceis de se observar porque a poeira e o gás ao redor absorvem grande parte da luz visível. Portanto, a capacidade da WFC3 de observar em comprimentos de onda infravermelhos, onde as observações não são tão afetadas por gás e poeira, é crucial para observar objetos Herbig-Haro com sucesso.

Fonte: NASA

Descoberto o asteroide com a órbita mais rápida

Usando a poderosa câmara DECam (Dark Energy Camera) de 570 megapixels no Chile, os astrônomos descobriram um asteroide com o período orbital mais curto de qualquer objeto do gênero conhecido no Sistema Solar.

© NOIRLab (ilustração da órbita do asteroide 2021 PH27)

A órbita do asteroide com aproximadamente 1 km de diâmetro leva-o até 20 milhões de quilômetros (ou 0,13 UA) do Sol a cada 113 dias. O asteroide 2021 PH27, revelado em imagens obtidas durante o crepúsculo, também tem a menor distância média (semieixo maior) de qualquer asteroide conhecido no nosso Sistema Solar, apenas Mercúrio tem um período mais curto e semieixo maior menor. 

O asteroide está tão perto do enorme campo gravitacional do Sol que sofre os maiores efeitos relativísticos de qualquer objeto conhecido no Sistema Solar. O asteroide 2021 PH27 foi descoberto por Scott S. Sheppard do Instituto Carnegie para Ciência em dados recolhidos pela DECam acoplada no telescópio Víctor M. Blanco de 4 metros no Observatório Interamericano de Cerro Tololo no Chile. 

As imagens da descoberta do asteroide foram obtidas por Ian Dell'antonio e por Shenming Fu da Universidade Brown nos céus crepusculares da noite de 13 de agosto de 2021. Sheppard juntou-se a Dell'antonio e Fu enquanto conduzia observações com a DECam para o levantamento LoVoCCS (Local Volume Complete Cluster Survey), que está estudando a maioria dos aglomerados de galáxias massivos no Universo local. Eles pararam de observar alguns dos maiores objetos a milhões de anos-luz de distância para procurar objetos muito menores. 

Uma das CCDs de campo amplo de mais alto desempenho do mundo, a DECam foi projetada para o DES (Dark Energy Survey), construída no Fermilab. Atualmente, a DECam é usada para programas que abrangem uma vasta gama de campos científicos. O crepúsculo, logo após o pôr-do-Sol ou antes do nascer do Sol, é o melhor momento para caçar asteroides que estão no interior da órbita da Terra, na direção dos dois planetas mais interiores, Mercúrio e Vênus. Os planetas Mercúrio e Vênus nunca parecem ficar muito longe do Sol no céu e são sempre melhor visíveis perto do nascer ou do pôr-do-Sol. O mesmo vale para asteroides que também orbitam perto do Sol.

Após a descoberta de 2021 PH27, David Tholen da Universidade do Havaí mediu a posição do asteroide e previu onde poderia ser observado na noite seguinte. Posteriormente, em 14 de agosto de 2021, foi observado mais uma vez pela DECam e também pelos telescópios Magellan no Observatório Las Campanas, no Chile. Então, na noite de dia 15 de agosto, Marco Micheli da ESA usou a rede de telescópios de 1 a 2 metros do Observatório Las Campanas para o observar a partir do Chile e da África do Sul, além de observações adicionais pela DECam e pelos Magellan, enquanto os astrônomos adiavam as suas observações originalmente programadas para obter uma visão do asteroide recém-descoberto. 

Os planetas e asteroides orbitam o Sol em órbitas elípticas. O 2021 PH27 tem um semieixo maior de 70 milhões de quilômetros (ou 0,46 UA), dando-lhe um período orbital de 113 dias numa órbita alongada que cruza as órbitas de Mercúrio e Vênus. O 2021 PH27 é apenas um dos vinte asteroides conhecidos da família Atira que têm as suas órbitas completamente no interior da órbita da Terra. Pode ter começado a sua vida no cinturão principal de asteroides entre Marte e Júpiter e ter sido desalojado por perturbações gravitacionais dos planetas interiores que o trouxeram para mais perto do Sol. A sua alta inclinação orbital de 32 graus sugere, no entanto, que pode ser um cometa extinto do Sistema Solar exterior que foi capturado para uma órbita mais próxima de curto período ao passar perto de um dos planetas terrestres.

Observações futuras do asteroide possibilitarão desvendar sua origem. A sua órbita provavelmente também é instável por longos períodos de tempo, e provavelmente irá eventualmente colidir com Mercúrio, Vênus ou com o Sol daqui a alguns milhões de anos, ou ser ejetado do Sistema Solar interior pela influência gravitacional dos planetas interiores.

Os astrônomos têm dificuldade em encontrar estes asteroides internos porque, muitas vezes, estão ocultos pelo brilho do Sol. Quando os asteroides chegam tão perto da nossa estrela, sofrem uma variedade de pertubações, como tensões térmicas do calor do Sol e tensões físicas das forças gravitacionais de maré. Estas pertubações podem fazer com que alguns dos asteroides mais frágeis se fragmentem. 

Se a população de asteroides em órbitas semelhantes à de 2021 PH27 parecer esgotada, isto evidenciará a fração de asteroides próximos da Terra que são "pilhas de entulho", fracamente mantidos juntos, em oposição a pedaços sólidos de rocha, o que poderia ter consequências para asteroides que podem estar em rota de colisão com a Terra e de como podemos desviá-los. Compreender a população de asteroides no interior da órbita da Terra é importante para completar o censo de asteroides próximos da Terra.

Quando o asteroide 2021 PH27 se aproxima tanto do Sol, a sua temperatura de superfície chega a quase 500º C no periélio, quente o suficiente para derreter chumbo. Tendo em conta que 2021 PH27 está tão perto do enorme campo gravitacional do Sol, sofre um ligeiro desvio angular de sua órbita elíptica ao longo do tempo, um movimento chamado precessão, que equivale a cerca de um minuto de arco por século. 

O asteroide está agora entrando em conjunção solar quando, do nosso ponto de vista, se move para trás do Sol. Espera-se que fique novamente visível a partir da Terra no início de 2022, quando novas observações poderão determinar a sua órbita com mais detalhes, permitindo que o asteroide receba um nome oficial.

Fonte: National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory

LOFAR revela as suas imagens mais detalhadas de galáxias

Os astrônomos publicaram as imagens mais detalhadas já vistas de galáxias localizadas além da Via Láctea, revelando o seu funcionamento interno com detalhes sem precedentes.

© DESI Legacy Imaging Surveys (emissão de rádio de uma galáxia)

As imagens foram criadas a partir de dados recolhidos pelo LOFAR (Low Frequency Array), uma rede de mais de 70.000 pequenas antenas espalhadas por nove países europeus. Os resultados vêm de anos de trabalho da equipe, liderada pela Dra. Leah Morabito, da Universidade de Durham.

O Universo está inundado de radiação eletromagnética, da qual a luz visível compreende apenas uma fatia mais ínfima. De raios gama e raios X, a ondas de rádio e micro-ondas, cada parte do espectro da luz revela algo único sobre o Universo. 

A rede LOFAR capta imagens em frequências de rádio FM que, ao contrário de fontes de comprimento de onda mais curto, como a luz visível, não são bloqueadas pelas nuvens de poeira e gás que podem cobrir objetos astronômicos. Regiões no espaço que parecem escuras aos nossos olhos, na verdade brilham intensamente no rádio. Isto permite a observação de regiões de formação estelar ou o núcleo das próprias galáxias. As novas imagens empurram os limites do que sabemos sobre galáxias e buracos negros supermassivos. 

As imagens revelam o funcionamento interno de galáxias próximas e distantes com uma resolução 20 vezes mais nítida do que as imagens típicas do LOFAR. Isto foi possível graças à maneira única de como a rede de antenas foi usada. As mais de 70.000 antenas do LOFAR estão espalhadas pela Europa, sendo a maioria localizada nos Países Baixos.

Na operação normal, apenas os sinais de antenas localizadas nos Países Baixos são combinados, criando um telescópio "virtual" com uma "lente" que tem um diâmetro de 120 km. Ao usar os sinais de todas as antenas europeias, a equipe aumentou o diâmetro da "lente" para quase 2.000 km, o que fornece um aumento de vinte vezes na resolução. 

Ao contrário das redes de antenas convencionais que combinam sinais múltiplos em tempo real para produzir imagens, o LOFAR usa um novo conceito. Neste, os sinais recolhidos por cada antena são digitalizados, transportados para um processador central e, em seguida, combinados para criar uma imagem. Cada imagem LOFAR é o resultado da combinação dos sinais de mais de 70.000 antenas, o que torna possível a sua extraordinária resolução. 

Os buracos negros supermassivos podem ser encontrados à espreita no núcleo de muitas galáxias. Muitos são buracos negros "ativos" que devoram matéria em queda e a expelem de volta para o cosmos na forma de poderosos jatos e fluxos de radiação. Estes jatos são invisíveis a olho nu, mas brilham no rádio e é neles que as novas imagens de alta resolução se concentraram.

Estas imagens de alta resolução permitem ampliar e ver o que está realmente acontecendo quando buracos negros supermassivos lançam jatos de rádio, o que não era antes possível em frequências perto da banda de rádio FM. 

O trabalho da equipe forma a base de nove estudos científicos que revelam novas informações sobre a estrutura interna dos jatos de rádio numa variedade de galáxias diferentes. 

Mesmo antes do LOFAR iniciar as suas operações em 2012, a equipe europeia de astrônomos começou a trabalhar para enfrentar o desafio colossal de combinar os sinais de mais de 70.000 antenas localizadas até 2.000 km de distância. O resultado, um "pipeline" de processamento de dados disponível ao público, permitirá que os astrônomos de todo o mundo usem o LOFAR para fazer imagens de alta resolução com relativa facilidade. O objetivo é que isto permita com que a comunidade científica use toda a rede europeia de telescópios LOFAR para a sua própria ciência, sem ter que gastar anos para se tornar um especialista.

A relativa facilidade da experiência para o utilizador final desmente a complexidade do desafio computacional que torna cada imagem possível. Porque o LOFAR não tira apenas "fotos" do céu noturno, tem também que juntar os dados recolhidos por este conjunto de antenas, o que é uma enorme tarefa computacional. Para produzir uma única imagem, mais de 13 terabits de dados brutos por segundo têm que ser digitalizados, transportados para um processador central e então combinados. Isto é o equivalente a mais de 300 DVDs. Para processar volumes de dados tão imensos, é necessário usar supercomputadores, possibilitando transformar os terabytes de informação destas antenas em apenas alguns gigabytes de dados científicos.

Uma edição especial da revista Astronomy & Astrophysics é dedicada a onze artigos científicos que descrevem estas imagens e os resultados científicos.

Fonte: ASTRON

"Fantasmas cósmicos dançantes"

Pesquisadores da Western Sydney University e do CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) descobriram estranhas nuvens de elétrons em torno de galáxias no interior do cosmos.

© CSIRO/ASKAP (PKS 2130-538)

As nuvens, que estão a cerca de 1 bilhão de anos-luz de distância e nunca haviam sido vistas antes, lembram dois fantasmas dançando. Os “fantasmas cósmicos dançantes” foram descobertos como parte da primeira busca no céu profundo usando o radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometer Array Pathfinder) do CSIRO, situado na Austrália Ocidental.

Nuvens de elétrons florescendo no espaço profundo foram reveladas em um novo nível de detalhe, mostrando fenômenos cósmicos diferentes. Assemelhando-se a fantasmas dançantes misteriosos no espaço, estes espectros colossais poderiam revelar novas informações sobre o comportamento de buracos negros supermassivos e o ambiente complexo entre as galáxias. 

Estes espectros estão sendo produzidos pelos ventos de dois buracos negros supermassivos ativos a uma distância de cerca de um bilhão de anos-luz. Eles foram nomeados PKS 2130-538, e muito sobre eles permanece misterioso. 

Enquanto os "fantasmas cósmicos dançantes" e as duas radiogaláxias consideradas responsáveis ​​por sua formação já foram vistos antes, nenhuma observação anterior os captou com tamanha glória. Em seus centros estão dois buracos negros supermassivos, lançando jatos de elétrons que são dobrados em formas grotescas por um intergaláctico vento.

Qual a origem deste vento? Por que está tão emaranhado? E o que está causando os fluxos de emissão de rádio? Provavelmente levará muito mais observações e modelagem para serem compreendidos.

Os objetos peculiares eram apenas um de um tesouro obtido pelo radiotelescópio ASKAP, como parte do projeto piloto EMU (Evolutionary Map of the Universe). Um dos radiotelescópios mais sensíveis já construídos e o mais rápido do mundo, o ASKAP foi projetado para ver as profundezas do Universo no rádio e revelar segredos desconhecidos.

No ano passado, a pesquisa revelou a presença do que tem sido chamado de Odd Radio Circles (ORCs), que parece serem círculos gigantes de emissão de rádio com um milhão de anos-luz de diâmetro, circundando galáxias distantes. Ainda não é conhecida sua natureza. Até o momento, a pesquisa piloto do EMU acumulou um catálogo de cerca de 220.000 fontes de vários tipos, muitas das quais nunca haviam sido consideradas.

Ao lado da bem estudada galáxia IC5063, foi encontrada uma radiogaláxia gigante, uma das maiores conhecidas, cuja existência era desconhecida. Seu buraco negro supermassivo está gerando jatos de elétrons de quase 5 milhões de anos-luz de comprimento. O ASKAP é o único telescópio do mundo que pode ver a extensão total desta fraca emissão.

A maioria das fontes de rádio conhecidas são de buracos negros supermassivos ativos no centro das galáxias. Isto ocorre porque, à medida que estes buracos negros devoram a matéria, o material é canalizado para fora do horizonte de eventos ao longo das linhas do campo magnético e expelido dos polos na forma de jatos de alta potência. Estas fontes são as mais brilhantes no céu radiofônico e, portanto, é isto que os radiotelescópios tendem a captar. 

O ASKAP está começando a nos mostrar a extensão do Universo em ondas de rádio, sendo fontes mais fracas que normalmente não são vistas, como emissão síncrotron de relíquias de rádio em aglomerados de galáxias e objetos mais misteriosos, como ORCs e o fenômeno em questão. 

E esta é apenas a pesquisa piloto. Espera-se que a pesquisa do EMU continue por anos, perscrutando noite adentro para descobrir os mistérios no escuro. 

Você pode visitar o site do projeto piloto EMU aqui e ampliar para explorar o céu no rádio através do ASKAP. 

Um artigo foi aceito para publicação na revista Publications of the Astronomical Society of Australia.

Fonte: Western Sydney University

Aglomerado aberto na Grande Nuvem de Magalhães

Esta imagem mostra um aglomerado aberto conhecido como NGC 2164, que foi descoberto pela primeira vez em 1826 por um astrônomo escocês chamado James Dunlop.

© Hubble (NGC 2164)

O aglomerado aberto NGC 2164 está localizado dentro de um dos vizinhos mais próximos da Via Láctea, a galáxia satélite Grande Nuvem de Magalhães. 

A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia relativamente pequena que fica a cerca de 160.000 anos-luz da Terra. É considerada uma galáxia satélite porque está gravitacionalmente ligada à Via Láctea. Na verdade, ela está em um curso de colisão muito lento com a Via Láctea, prevê-se que elas colidirão daqui a 2,4 bilhões de anos. 

A Grande Nuvem de Magalhães contém apenas cerca de um centésimo da massa da Via Láctea, mas ainda contém bilhões de estrelas. Além do aglomerado aberto NGC 2164, a Grande Nuvem de Magalhães é o lar de cerca de 700 aglomerados abertos, ao lado de cerca de 60 aglomerados globulares. 

Esta imagem do aglomerado aberto NGC 2164 foi obtida pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble, que já fotografou muitos outros aglomerados abertos, incluindo NGC 330 e Messier 11.

Fonte: NASA

Formação estelar próxima fornece pistas sobre o Sistema Solar

Uma região de formação estelar na direção da constelação de Ofiúco está fornecendo novas informações sobre as condições em que o nosso próprio Sistema Solar nasceu.

© Nature/J. Forbes (região de formação estelar na constelação de Ofiúco)

A imagem do topo (a) mostra a distribuição de alumínio-26 em vermelho, traçada por emissões de raios gama. A caixa central representa a área coberta na imagem em baixo e à esquerda (b), que mostra a distribuição de protoestrelas nas nuvens de Ofiúco como pontos vermelhos. A área na caixa pode ser vista em baixo à direita (c), uma composição profunda no infravermelho próximo da nuvem L1688, contendo núcleos pré-estelares densos com discos e protoestrelas.

Em particular, um novo estudo do complexo de formação estelar de Ofiúco mostra como o nosso Sistema Solar pode ter sido enriquecido com elementos radioativos de vida curta. 

A evidência deste enriquecimento existe desde a década de 1970, quando cientistas que estudavam certas inclusões minerais em meteoritos concluíram que eram remanescentes prístinos do Sistema Solar jovem e continham os produtos de decaimento de radionuclídeos de vida curta. Estes elementos radioativos podem ter sido lançados para o Sistema Solar nascente por uma explosão estelar (uma supernova) ou pelos fortes ventos estelares de um tipo de estrela massiva conhecida como estrela Wolf-Rayet. 

Os autores do novo estudo usaram observações em vários comprimentos de onda da região de formação estelar de Ofiúco, incluindo novos e espetaculares dados infravermelhos, para revelar as interações entre as nuvens de gás, formadoras de estrelas, e os isótopos radioativos produzidos nas proximidades de um jovem aglomerado estelar. Os seus achados indicam que as supernovas no aglomerado estelar são a fonte mais provável de radionuclídeos de vida curta nas nuvens de formação estelar. 

O nosso Sistema Solar foi provavelmente formado numa nuvem molecular gigante juntamente com um jovem aglomerado estelar, e um ou mais eventos de supernova de algumas estrelas massivas contaminaram o gás que se transformou no Sol e no seu sistema planetário. Embora este cenário tenha sido sugerido no passado, a força deste estudo está em usar observações de vários comprimentos de onda e uma análise estatística sofisticada para deduzir uma medição quantitativa da probabilidade do modelo.

Os dados de telescópios espaciais de raios gama permitem a detecção do isótopo radioativo alumínio-26. O complexo de nuvens de Ofiúco contém muitos núcleos protoestelares densos em vários estágios de formação e o desenvolvimento de discos protoplanetários, representando os primeiros estágios na formação de um sistema planetário. Ao combinar dados que vão desde os comprimentos de onda milimétricos até aos raios gama, os pesquisadores foram capazes de visualizar um fluxo de alumínio-26 do aglomerado de estrelas próximo em direção à região de formação estelar de Ofiúco.

Os astrônomos notaram que o processo de enriquecimento em Ofiúco é consistente com o que aconteceu durante a formação do Sistema Solar há 5 bilhões de anos. Os pesquisadores desenvolveram um modelo que tem contém cada estrela massiva que pode ter existido nesta região, incluindo a sua massa, idade e probabilidade de explodir como supernova, e incorpora os rendimentos potenciais de alumínio-26 a partir de ventos estelares e supernovas. O modelo permitiu determinar as probabilidades de diferentes cenários para a produção do alumínio-26 observado hoje.

Os novos achados também mostram que a quantidade de radionuclídeos de vida curta incorporados em sistemas estelares recém-formados pode variar amplamente. Muitos novos sistemas estelares nascerão com abundâncias de alumínio-26 em linha com o nosso Sistema Solar, mas a variação é enorme, várias ordens de magnitude. Isto é importante para a evolução inicial dos sistemas planetários, uma vez que o alumínio-26 é a principal fonte de aquecimento inicial. Mais alumínio-26 provavelmente significa planetas mais secos.

Os dados infravermelhos, que permitiram à equipe observar através de nuvens poeirentas o núcleo do complexo de formação estelar, foram obtidos como parte do levantamento VISION do ESO de berçários estelares próximos usando o telescópio VISTA no Chile.

O novo estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of California

Tamanho dos buracos negros revelado pelos seus padrões de alimentação

Pesquisadores relatam que os padrões de alimentação dos buracos negros fornecem informações sobre o seu tamanho.

© M. Garlick (animação de um disco de acreção em torno de buraco negro)

Um novo estudo revelou que a oscilação no brilho, observada em buracos negros supermassivos que se alimentam ativamente, está relacionada com a sua massa. 

Os buracos negros supermassivos são milhões a bilhões de vezes mais massivos do que o Sol e geralmente residem no centro de galáxias massivas. Quando estão dormentes, isto é, quando não estão se abastecendo de gás e estrelas ao seu redor, esta região emite muito pouca luz; a única maneira que é possível detectá-los é por meio das suas influências gravitacionais nas estrelas e no gás na sua vizinhança. No entanto, no início do Universo, quando os buracos negros supermassivos cresciam rapidamente, alimentavam-se ativamente de materiais a ritmos intensos e emitiam uma enorme quantidade de radiação, às vezes ofuscando toda a galáxia onde residiam. 

O novo estudo descobriu uma relação definitiva entre a massa dos buracos negros supermassivos que se alimentam ativamente e a escala de tempo característica no padrão oscilante de luz. A luz observada de um buraco negro supermassivo em acreção não é constante. Devido a processos físicos que ainda não são compreendidos, exibe uma oscilação ubíqua em escalas de tempo que variam de horas a décadas.

Muitos estudos exploraram possíveis relações entre a cintilação observada e a massa dos buracos negros supermassivos, mas os resultados foram inconclusivos e às vezes controversos. A equipe compilou um grande conjunto de dados de buracos negros supermassivos em alimentação ativa para estudar o padrão de variabilidade de cintilação. Eles identificaram uma escala de tempo característica, ao longo do qual o padrão muda, que está correlacionado intimamente com a massa do buraco negro supermassivo. 

Os cientistas então compararam os resultados com anãs brancas em acreção, os remanescentes de estrelas como o nosso Sol, e descobriram que a mesma relação escala de tempo-massa se mantém, embora as anãs brancas sejam milhões a bilhões de vezes menos massivas do que os buracos negros supermassivos. 

As oscilações de luz são flutuações aleatórias no processo de alimentação de um buraco negro. Os astrônomos podem quantificar este padrão de oscilação medindo o poder da variabilidade em função das escalas de tempo. Para buracos negros supermassivos em acreção, o padrão de variabilidade muda de escalas de tempo curtas para escalas de tempo longas. Esta transição do padrão de variabilidade acontece numa escala de tempo característica que é mais longa para buracos negros mais massivos.

Estes resultados sugerem que os processos que conduzem a cintilação durante a acreção são universais, seja o objeto central um buraco negro supermassivo ou uma anã branca muito mais leve. 

Os buracos negros têm uma ampla gama de tamanhos e massas. Entre a população de buracos negros de massa estelar, com menos de várias dezenas de vezes a massa do Sol, e os buracos negros supermassivos, existe uma população de buracos negros de massa intermediária com cerca de 100 e 100.000 vezes a massa do Sol. Pensa-se que os buracos negros de massa intermediária se formem em grande número e ao longo da história do Universo, e que possam fornecer as sementes necessárias para se transformarem mais tarde em buracos negros supermassivos. No entanto, observacionalmente, esta população de buracos negros de massa intermediária é surpreendentemente elusiva. Existe apenas um buraco negro de massa intermediária, com mais ou menos 150 vezes a massa do Sol. Mas este buraco negro de massa intermediária foi descoberto por acaso graças à detecção de ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros menos massivos. 

Agora que há uma correlação entre o padrão de oscilação e a massa do objeto central em acreção, é possível usá-la para prever como pode ser o sinal de oscilação de um buraco negro de massa intermediária. 

Os astrônomos de todo o mundo estão à espera do início oficial de uma nova era de levantamentos gigantescos com o objetivo de monitorar o céu dinâmico e variável. O LSST (Legacy Survey of Space and Time) no Observatório Vera C. Rubbin, no Chile, fará um levantamento de todo o céu ao longo de uma década e irá recolher dados da oscilação da luz para bilhões de objetos, começando no final de 2023.

O novo estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of Illinois

Anéis enormes em torno de um buraco negro

O Observatório de raios X Chandra e o Observatório Neil Gehrels Swift captaram esta espetacular imagem de um conjunto de anéis em torno de um buraco negro.

© Chandra/Pan-STARRS (V404 Cygni)

As imagens de raios X dos anéis gigantes revelam informações sobre a poeira localizada na nossa Galáxia, usando um princípio semelhante aos raios X realizados em consultórios médicos e aeroportos. 

O buraco negro faz parte de um sistema binário chamado V404 Cygni, localizado a cerca de 7.800 anos-luz da Terra. O buraco negro está puxando ativamente material de uma estrela companheira, com cerca de metade da massa do Sol, num disco em torno do objeto invisível. Este material brilha em raios X, de modo que estes sistemas são "binários de raios X". 

No dia 5 de junho de 2015, o Swift descobriu uma explosão de raios X originária de V404 Cygni. A explosão criou os anéis altamente energéticos de um fenômeno conhecido como ecos de luz. Em vez de ondas sonoras ricocheteadas numa parede de um desfiladeiro, os ecos de luz em torno de V404 Cygni foram produzidos quando um surto de raios X do sistema do buraco negro ricocheteou nas nuvens de poeira entre V404 Cygni e a Terra.

A poeira cósmica não é como o pó das nossas casas, mas é mais parecida com fumo e consiste de minúsculas partículas sólidas. Nesta composição, os raios X do Chandra (azul claro) foram combinados com dados ópticos do telescópio Pan-STARRS no Havaí que mostram as estrelas no campo de visão. A imagem contém oito anéis concêntricos separados. Cada anel é criado por raios X de surtos de V404 Cygni observados em 2015 que são refletidos por diferentes nuvens de poeira.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Sebastian Heinz da Universidade de Wisconsin em Madison, EUA, analisou 50 observações do sistema pelo Swift feitas entre 30 de junho de 2015 e 25 de agosto do mesmo ano, e observações do Chandra feitas nos dias 11 e 25 de julho de 2015. Foi um evento tão brilhante que os operadores do Chandra tiveram que tomar medidas para não danificar os seus instrumentos.

Os anéis informam não apenas sobre o comportamento do buraco negro, mas também sobre o espaço entre V404 Cygni e a Terra. Por exemplo, o diâmetro dos anéis em raios X revela a distância às nuvens de poeira intermediárias onde a luz ressaltou. Se a nuvem estiver mais perto da Terra, o anel parecerá maior e vice-versa. Os ecos de luz aparecem como anéis estreitos em vez de largos ou halos porque a explosão de raios X durou apenas um período relativamente curto de tempo. 

Os cientistas também usaram os anéis para estudar as propriedades das próprias nuvens de poeira. Eles compararam os espectros de raios X, ou seja, o brilho dos raios X numa faixa de comprimentos de onda, com modelos de computador da poeira com diferentes composições.

Diferentes composições de poeira resultam em diferentes quantidades de raios X de baixa energia sendo absorvidos e impedidos de serem detectados com o Chandra. Este é um princípio semelhante ao modo como diferentes partes do nosso corpo absorvem diferentes quantidades de raios X, fornecendo informações sobre a sua estrutura e composição.

A equipe determinou que a poeira provavelmente contém misturas de grãos de grafite e silicato. Além disso, analisando os anéis internos com o Chandra, descobriram que as densidades das nuvens de poeira não são uniformes em todas as direções.

Estudos anteriores já tinham presumido que não. Um artigo que descreve os resultados de V404 Cygni foi publicado dia 1 de julho de 2016 na revista The Astrophysical Journal. Este resultado está relacionado com uma descoberta semelhante no binário de raios X Circinus X-1, que contém uma estrela de nêutrons em vez de um buraco negro, publicado dia 20 de junho de 2015 no periódico The Astrophysical Journal. 

Vários artigos publicados todos os anos relatam estudos sobre a explosão de V404 Cygni em 2015 que provocou estes anéis. Foram registadas explosões anteriores em 1938, 1956 e 1989, de modo que os astrônomos ainda podem ter muitos anos para continuar analisando a explosão de 2015. Veja mais detalhes em: Buraco negro monstruoso acorda após 26 anos.

Fonte: NASA

Supernovas escondidas em galáxias empoeiradas

Seria de pensar que as supernovas, a morte agonizante de estrelas massivas, das explosões mais brilhantes e poderosas do Universo, são difíceis de perder.

© NASA/JPL-Caltech (Arp 148)

A imagem mostra a galáxia Arp 148, captada pelos telescópios espaciais Spitzer e Hubble da NASA. Dados do Spitzer, especialmente processados, podem ser vistos dentro do círculo branco, revelando luz infravermelha de uma supernova escondida por poeira. 

No entanto, o número observado destas explosões, nas partes distantes do Universo, está muito aquém das previsões dos astrofísicos. Um novo estudo usando dados do recém-aposentado telescópio espacial Spitzer relata a detecção de cinco supernovas que, não detectadas no visível, nunca tinham sido vistas antes. O Spitzer explorou o Universo no infravermelho, que atravessa nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível, que as supernovas não obscurecidas irradiam com mais intensidade. 

Para procurar supernovas escondidas, os pesquisadores analisaram observações de 40 galáxias empoeiradas pelo Spitzer. Com base no número encontrado nestas galáxias, o estudo confirma que as supernovas realmente ocorrem com a frequência esperada. Esta expectativa é baseada na compreensão atual dos cientistas de como as estrelas evoluem. Estudos como este são necessários para melhorar esta compreensão, seja reforçando ou desafiando certos aspetos. 

A discrepância de supernovas, isto é, a consistência entre o número de supernovas previstas e o número observado por telescópios ópticos, não é um problema no Universo próximo. Aqui, as galáxias diminuíram o seu ritmo de formação estelar e geralmente têm menos poeira. Nas regiões mais distantes do Universo, porém, as galáxias parecem mais jovens, produzem estrelas em taxas mais altas e tendem a ter maiores quantidades de poeira. Esta poeira absorve e espalha a luz óptica e ultravioleta, impedindo-as de alcançar os telescópios.

A porcentagem de supernovas detectadas diminui conforme nos afastamos e regressamos às épocas cósmicas, onde as galáxias mais empoeiradas dominavam. A detecção de supernovas nestas grandes distâncias pode ser um desafio. Para realizar uma busca por supernovas escondidas em reinos galácticos mais sombrios, mas a distâncias menos extremas, os astrônomos selecionaram um conjunto local de 40 galáxias sufocadas por poeira, conhecidas como LIRGs e ULIRGs (Luminous e Ultra-Luminous InfraRed Galaxies). 

A poeira nas LIRGs e ULIRGs absorve luz óptica de objetos como supernovas, mas permite que a luz infravermelha destes mesmos objetos passe sem obstrução para ser detectada por telescópios como o Spitzer. 

As supernovas detetadas pelo Spitzer são conhecidas como "supernovas de colapso do núcleo", envolvendo estrelas gigantes com pelo menos oito vezes a massa do Sol. À medida que envelhecem e os seus núcleos se enchem de ferro, as grandes estrelas não conseguem mais produzir energia suficiente para suportar a sua própria gravidade e os seus núcleos colapsam, repentina e catastroficamente. As pressões e temperaturas intensas produzidas durante o rápido desmoronamento formam novos elementos químicos por meio da fusão nuclear. As estrelas em colapso acabam por ressaltar dos seus núcleos ultradensos, explodindo e espalhando estes elementos pelo espaço. As supernovas produzem elementos "pesados", como a maioria dos metais. Estes elementos são necessários para a construção de planetas rochosos, como a Terra, bem como para seres biológicos. No geral, as taxas de supernovas servem como uma verificação importante dos modelos de formação estelar e da criação de elementos pesados no Universo. 

Os telescópios de próxima geração, incluindo o Nancy Grace Roman Space Telescope e o James Webb Space Telescope da NASA, vão detectar luz infravermelha como o Spitzer.

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

Fonte: NASA

Coleção de estrelas gigantes vermelhas pulsantes

Usando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, os astrônomos identificaram uma coleção sem precedentes de estrelas gigantes vermelhas pulsantes por todo o céu.

© NASA/Chris Smith (ilustração de estrelas gigantes vermelhas)

Estas estrelas, cujos ritmos surgem de ondas sonoras internas, fornecem os acordes iniciais de uma exploração sinfônica da nossa vizinhança galáctica. O TESS caça principalmente mundos localizados além do nosso Sistema Solar, também conhecidos como exoplanetas.

Mas as suas medições sensíveis do brilho estelar tornam o TESS ideal para estudar oscilações estelares, uma área de pesquisa chamada asterosismologia. "O nosso resultado inicial, usando medições estelares ao longo dos primeiros anos do TESS, mostra que podemos determinar as massas e os tamanhos destas gigantes oscilantes com uma precisão que só vai melhorar à medida que o TESS avança," disse Marc Hon, associado do telescópio espacial Hubble na Universidade do Havaí em Honolulu. "O que é realmente aqui incomparável é que a ampla cobertura do TESS permite-nos fazer estas medições uniformemente em quase todo o céu." 

As ondas sonoras que viajam através de qualquer objeto, uma corda de violão, um tubo de órgão ou o interior da Terra e do Sol, podem refletir e interagir, reforçando algumas ondas e cancelando outras. Isto pode resultar num movimento ordenado chamado ondas estacionárias, que criam os tons nos instrumentos musicais.

Logo abaixo da superfície de estrelas como o Sol, o gás quente sobe, arrefece e depois desce, onde é aquecido novamente, como uma panela de água fervendo num fogão. Este movimento produz ondas de mudança de pressão, gerando ondas sonoras, que interagem, em última análise conduzindo oscilações estáveis com períodos de alguns minutos que produzem mudanças sutis de brilho.

Para o Sol, estas variações totalizam algumas partes por milhão. Estrelas gigantes com massas semelhantes à do Sol pulsam muito mais devagar e as alterações de brilho correspondentes podem ser centenas de vezes maiores.

As oscilações no Sol foram observadas pela primeira vez na década de 1960. As oscilações do tipo solar foram detectadas em milhares de estrelas pelo telescópio espacial francês CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits), que operou de 2006 a 2013. As missões Kepler e K2 da NASA, que estudaram o céu de 2009 a 2018, descobriram dezenas de milhares de gigantes oscilantes. Agora, o TESS aumenta este número em mais de 10 vezes.

São as diferenças físicas entre um violoncelo e um violino que produzem os seus sons distintos. Da mesma forma, as oscilações estelares dependem da estrutura interna, da massa e do tamanho de cada estrela. Isto significa que a asterosismologia pode ajudar a determinar propriedades fundamentais para um grande número de estrelas com precisões não alcançáveis de outra forma. 

Quando estrelas semelhantes em massa ao Sol evoluem para gigantes vermelhas, a penúltima fase das suas vidas estelares, as suas camadas externas expandem 10 vezes ou mais. Estes vastos invólucros gasosos pulsam com períodos mais longos e amplitudes maiores, o que significa que as suas oscilações podem ser observadas em estrelas mais fracas e mais numerosas. 

As imagens obtidas pelo TESS foram usadas para desenvolver curvas de luz (gráficos de mudança de brilho) para quase 24 milhões de estrelas ao longo de 27 dias, o tempo que o TESS olha fixamente para cada zona do céu. Para filtrar esta imensa acumulação de medições e identificação de gigantes pulsantes, foi usada aprendizagem de máquina, uma forma de inteligência artificial que treina computadores a tomar decisões com base em padrões gerais. Para treinar o sistema, a equipe usou curvas de luz do Kepler para mais de 150.000 estrelas, das quais cerca de 20.000 eram gigantes vermelhas oscilantes. Quando a rede neural terminou de processar todos os dados TESS, tinha identificado 158.505 gigantes pulsantes. 

Em seguida, a equipe determinou as distâncias para cada gigante usando dados da missão Gaia da ESA, e traçou as massas destas estrelas no céu. Estrelas mais massivas do que o Sol evoluem mais depressa, tornando-se gigantes em idades mais jovens. Uma previsão fundamental na astronomia galáctica é que estrelas mais jovens e de maior massa deveriam estar mais próximas do plano da Galáxia, que é marcado pela alta densidade de estrelas que criam a faixa brilhante da Via Láctea no céu noturno.

Um artigo que descreve as descobertas foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Modelo descreve estrela próxima que se assemelha ao Sol

Uma nova pesquisa liderada pela NASA fornece uma visão mais detalhada de uma estrela próxima que se parece com o nosso Sol na juventude.

© NASA (ilustração do aspecto do Sol há 4 bilhões de anos)

O trabalho permite que os cientistas entendam melhor como o nosso Sol pode ter sido quando era jovem e como pode ter moldado a atmosfera do nosso planeta e o desenvolvimento da vida na Terra. 

Com 4,65 bilhões de anos, o nosso Sol é uma estrela de meia-idade, localizada na Via Láctea, onde existem mais de 100 bilhões de estrelas. Uma em cada dez compartilha características com o nosso Sol, e muitas estão nos estágios iniciais de desenvolvimento.

A estrela Kappa 1 Ceti é uma tal análoga solar. A estrela está localizada a cerca de 30 anos-luz de distância e tem uma idade estimada em 600 a 750 milhões de anos, mais ou menos a mesma idade que o nosso Sol tinha quando a vida se desenvolveu na Terra, e também tem massa e temperatura superficial semelhantes ao nosso Sol. Todos estes fatores fazem de Kappa 1 Ceti uma "gêmea" do jovem Sol na época em que a vida surgiu na Terra e um importante alvo de estudo.

Um modelo solar existente foi adaptado para prever algumas das características mais importantes, embora difíceis de medir, de Kappa 1 Ceti. O modelo baseia-se na entrada de dados de uma variedade de missões espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o NICER da NASA e o XMM-Newton da ESA.

Nas estrelasliberam energia na forma de um vento estelar. Os ventos estelares, como as próprias estrelas, são compostos principalmente de um gás superaquecido conhecido como plasma, criado quando as partículas de um gás se dividem em íons carregados positivamente e elétrons carregados negativamente. O plasma mais energético, com a ajuda do campo magnético de uma estrela, pode disparar da parte mais externa e mais quente da atmosfera de uma estrela, a coroa, numa erupção, ou fluir de forma mais constante em direção aos planetas próximos como vento estelar.

Estrelas mais jovens tendem a gerar ventos estelares mais quentes e vigorosos e erupções de plasma mais poderosas do que as estrelas mais velhas. Estas explosões podem afetar a atmosfera e a química dos planetas próximos e, possivelmente, até catalisar o desenvolvimento de matéria orgânica nestes planetas. O vento estelar pode ter um impacto significativo nos planetas em qualquer fase da vida. Mas os ventos estelares fortes e altamente densos das estrelas jovens podem comprimir os escudos magnéticos de proteção dos planetas circundantes, tornando-os ainda mais susceptíveis aos efeitos das partículas carregadas.

Em comparação com agora, na sua infância, o nosso Sol provavelmente girava três vezes mais depressa, tinha um campo magnético mais forte e emitia partículas altamente energéticas e radiação mais intensa. Hoje em dia, o impacto destas partículas às vezes é visível perto dos polos do planeta como auroras, as boreais ou as austrais. 

Este alto nível de atividade no nosso jovem Sol pode ter empurrado para trás a magnetosfera protetora da Terra, e fornecido ao planeta, não perto o suficiente para ficar tostado como Vênus, nem distante o suficiente para ser negligenciado como Marte, a química atmosférica ideal para a formação de moléculas biológicas. Processos semelhantes podem estar em desenvolvimento em outros sistemas estelares por toda a nossa Galáxia e no Universo.

Embora os análogos solares possam ajudar a resolver um dos desafios de espreitar o passado do Sol, o tempo não é o único fator que complica o estudo do nosso jovem Sol. Também existe a distância. Temos instrumentos capazes de medir com precisão o vento solar. No entanto, ainda não é possível observar diretamente o vento estelar de outras estrelas na nossa Galáxia, como Kappa 1 Ceti, porque estão demasiado distantes. 

A equipe também está trabalhando em outro projeto, examinando mais de perto as partículas que podem ter surgido das primeiras erupções solares, bem como a química prebiótica na Terra. Os pesquisadores esperam mapear os ambientes de outras estrelas semelhantes ao Sol em vários estágios de vida. Especificamente, têm olhos postos na jovem estrela EK Dra, localizada a 111 anos-luz de distância e com apenas 100 milhões de anos, que provavelmente gira três vezes mais depressa e lança mais proeminências e plasma do que Kappa 1 Ceti. A documentação de como estas estrelas semelhantes de várias idades diferem umas das outras ajudará a caracterizar a trajetória típica da vida de uma estrela.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Primeiras medições da duração do dia nos exoplanetas de HR 8799

Astrônomos captaram as primeiras medições da rotação de HR 8799, o famoso sistema que fez história como o primeiro sistema exoplanetário a ser fotografado.

© Adam Makarenko (animação da rotação dos planetas HR 8799)

Descoberto em 2008 por dois observatórios no Havaí, o Observatório W. M. Keck e o Observatório Gemini, o sistema estelar HR 8799 está localizado a 129 anos-luz de distância e tem quatro planetas mais massivos que Júpiter, ou super-Júpiteres, os planetas HR 8799 b, c, d e e. 

Nenhum dos seus períodos de rotação tinha sido medido, até agora. A descoberta foi possível graças a um instrumento capaz de observar exoplanetas conhecidos e já fotografados com resoluções espectrais detalhadas o suficiente para permitir decifrar a velocidade com que os planetas giram. Usando o KPIC (Keck Planet Imager and Characterizer) de última geração no telescópio Keck II no topo do Maunakea, no Havaí, descobriu-se que as velocidades mínimas de rotação dos planetas HR 8799 d e e eram de 10,1 km/s e 15 km/s, respetivamente. Isto traduz-se numa duração que pode ser tão curta quanto três horas ou tão longa quanto 24 horas, como a Terra, dependendo das inclinações axiais dos planetas HR 8799, que atualmente são indeterminadas.

Para contextualizar, um dia em Júpiter dura quase 10 horas; a sua velocidade de rotação é de cerca de 12,7 km/s. Quanto à rotação dos outros dois planetas, a equipe foi capaz de restringir a rotação de HR 8799 c a um limite superior de menos de 14 km/s; a medição da rotação do planeta b foi inconclusiva. 

A rapidez com que um planeta gira dá uma ideia da sua história de formação. Criados a partir de gás e poeira levantados por uma estrela recém-nascida, os planetas recém-nascidos começam a girar mais depressa à medida que acumulam mais material e crescem, um processo chamado de acreção de núcleo. Pensa-se que os campos magnéticos planetários diminuem e limitam a sua velocidade de rotação. Depois do planeta totalmente formado terminar a sua acreção e arrefecer, volta a girar mais depressa.

O objetivo da equipe é encontrar uma ligação entre os períodos de rotação dos planetas HR 8799, os planetas gigantes no nosso próprio Sistema Solar, Júpiter e Saturno, e outros super-Júpiteres e anãs marrons conhecidas. 

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

Fonte: W. M. Keck Observatory

Porque é que esta estranha estrela metálica está saindo da Via Láctea?

A cerca de 2.000 anos-luz da Terra, há uma estrela catapultando-se em direção à orla da Via Láctea.

© Caltech/ZTF (par íntimo de anãs brancas)

Esta estrela em particular, conhecida como LP 40-365, faz parte de uma classe única de estrelas que se movem rapidamente, sendo fragmentos remanescentes de estrelas anãs brancas massivas, que sobreviveram em pedaços após uma explosão estelar gigantesca.

Esta estrela está se movendo a 3 milhões de quilômetros por hora, tão depressa que quase certamente está deixando a Via Láctea. Mas porque é que este objeto esta saindo da Via Láctea? Porque é um estilhaço de uma explosão passada, ou seja, um evento cósmico conhecido como supernova, que ainda está sendo impulsionado para a frente.

Os pesquisadores analisaram dados do telescópio espacial Hubble e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que examina o céu e recolhe informações da luz de estrelas próximas e distantes. Ao observar vários tipos de dados de ambos os telescópios, foi descoberto que a estrela LP 40-365 não somente está sendo lançada para fora da Galáxia mas, com base nos padrões de brilho, também está girando ao sair, com período de 9 horas.

Todas as estrelas giram, até o nosso próprio Sol gira lentamente sob o seu eixo a cada 27 dias. Mas para um fragmento de estrela que sobreviveu a uma supernova, nove horas é considerado relativamente lento. As supernovas ocorrem quando uma anã branca fica demasiado massiva para se sustentar, eventualmente desencadeando uma detonação cósmica de energia.

A determinação da rotação de uma estrela como LP 40-365, após uma supernova, pode fornecer pistas sobre o sistema binário de onde é originária. É comum no Universo as estrelas formarem pares íntimos, incluindo anãs brancas, que são estrelas altamente densas que se formam no final da vida de uma estrela. Se uma anã branca fornecer muita massa a outra, a estrela receptora pode autodestruir-se, resultando numa supernova.

As supernovas são comuns e podem acontecer de muitas maneiras diferentes, mas geralmente são muito difíceis de observar. Isto dificulta a determinação de qual a estrela que implodiu e de qual a estrela que "despejou" demasiada massa na sua parceira. Com base no período de rotação relativamente lento de LP 40-365, é possível que seja um estilhaço da estrela que se autodestruiu após ter consumido demasiada massa da sua parceira, quando ainda se orbitavam uma à outra a grandes velocidades. Dado que as estrelas se orbitam uma à outra tão depressa e tão intimamente, a explosão atingiu-as ambas, e agora vemos apenas LP 40-365. 

Estrelas como LP 40-365 não são apenas algumas das estrelas mais rápidas conhecidas, mas também as estrelas mas ricas em metais já detectadas. Estrelas como o nosso Sol são compostas de hélio e hidrogênio, mas uma estrela que sobreviveu a uma supernova é composta principalmente de material metálico, porque notam-se subprodutos de violentas reações nucleares que ocorrem quando uma estrela explode, o que torna estilhaços estelares como este especialmente fascinantes de estudar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Boston University

Estrelas e poeira na Corona Australis

Nuvens de poeira cósmica cruzam um rico campo de estrelas nesta imagem telescópica perto da fronteira norte da Corona Australis, a Coroa Sul.

© Vikas Chander (nebulosas em Corona Australis)

A menos de 500 anos-luz de distância, as nuvens de poeira bloqueiam efetivamente a luz de estrelas de fundo mais distantes na Via Láctea. De cima para baixo, a imagem se estende por cerca de 2 graus ou mais de 15 anos-luz na distância estimada das nuvens.

No canto superior direito está um grupo de lindas nebulosas de reflexão catalogadas como NGC 6726, 6727, 6729 e IC 4812. Uma cor azul característica é produzida quando a luz das estrelas quentes é refletida pela poeira cósmica. A poeira também obscurece a visão de estrelas da região ainda em processo de formação. 

Logo acima das nebulosas de reflexão azuladas, a NGC 6729 menor envolve a jovem estrela variável R Coronae Australis. À sua direita estão arcos avermelhados e laços identificados como objetos Herbig Haro associados a estrelas energéticas recém-nascidas. 

O magnífico aglomerado de estrelas globular NGC 6723 está no canto inferior esquerdo do quadro. Embora o aglomerado NGC 6723 pareça fazer parte do grupo, suas estrelas antigas estão a cerca de 30.000 anos-luz de distância, muito além das estrelas jovens das nuvens de poeira na Corona Australis.

Fonte: NASA

Exoplaneta rochoso tem apenas metade da massa de Vênus

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, uma equipe de astrônomos obteve novos resultados sobre os planetas que orbitam uma estrela próxima, L 98-59, os quais se parecem com os planetas interiores do nosso Sistema Solar.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do sistema planetário L 98-59)

Entre as descobertas, encontram-se: um planeta com metade da massa de Vênus (o exoplaneta mais leve já medido usando a técnica da velocidade radial), um mundo de oceanos e um possível planeta na zona habitável da estrela.

Estes resultados são um importante passo na busca de vida em planetas do tamanho da Terra fora do nosso Sistema Solar. A detecção de bioassinaturas em um exoplaneta depende muito da nossa capacidade de estudar a sua atmosfera, no entanto, os telescópios atuais não são suficientemente grandes para atingir a resolução necessária para que este tipo de estudo em pequenos planetas rochosos.

O recentemente estudado sistema planetário L 98-59 é um bom alvo para futuras observações de atmosferas de exoplanetas. Este sistema se encontra em órbita de uma estrela a apenas 35 anos-luz de distância da Terra e descobriram-se agora planetas rochosos, como a Terra ou Vênus, que estão suficientemente perto da estrela para se manterem quentes.

A equipe conseguiu inferir que três dos planetas podem conter água no seu interior ou na sua atmosfera. Os dois planetas mais próximos da estrela são provavelmente secos, mas podem conter pequenas quantidades de água. O terceiro planeta poderá ter até cerca de 30% da sua massa em água, parecendo por isso ser um mundo oceânico. Além disso, foram descobertos exoplanetas “escondidos”, os quais não tinham ainda sido detectados anteriormente neste sistema planetário. Foi descoberto um quarto planeta e suspeita-se ainda da presença de um quinto numa zona à distância certa da estrela para poder conter água líquida em sua superfície.

Este trabalho representa um imenso avanço técnico, já que os astrônomos conseguiram determinar, pelo método da velocidade radial, que o planeta mais interno do sistema tem apenas metade da massa de Vênus. Isso o torna o exoplaneta mais leve já medido com essa técnica, a qual consiste em calcular as pequenas oscilações sofridas pela estrela devido à minúscula atração gravitacional exercida pelos planetas que a orbitam.

A equipe utilizou o instrumento ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations) montado no VLT para estudar o sistema L 98-59. Os astrônomos já tinham descoberto, em 2019, três dos planetas do sistema L 98-59 com o auxílio do satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Este satélite utiliza o chamado método de trânsito — onde uma diminuição do brilho emitido pela estrela, que é causada por um planeta que passa em frente a ela, é usada para inferir as propriedades do planeta em questão — para encontrar exoplanetas e calcular os seus tamanhos. No entanto, foi apenas adicionando medições de velocidade radial obtidas pelo ESPRESSO e pelo seu percursor, o instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), que foi possível encontrar mais planetas neste sistema e medir as massas e os raios dos três primeiros.

A equipe espera continuar estudando este sistema com o futuro telescópio espacial James Webb. Também o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama e que se espera que comece a observar em 2027, será ideal para o estudo destes planetas.

Esta pesquisa foi descrita em um artigo intitulado “A warm terrestrial planet with half the mass of Venus transiting a nearby star” publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Descoberta erupção de raios gama mais curta abastecida por supernova

Os astrônomos descobriram o GRB (Gamma-Ray Burst) mais curto provocado pela implosão de uma estrela massiva.

© M. Zamani (estrela em colapso produzindo dois jatos GRB curtos)

Usando o Observatório Gemini, um programa do NOIRLab, os astrônomos identificaram a causa deste surto de raios gama de 0,6 segundos como uma explosão de supernova numa galáxia distante. Os GRBs provocados por supernovas têm geralmente mais do dobro da duração, o que sugere que alguns GRBs curtos podem ser produzidos por supernovas.

Os GRBs estão entre os eventos mais brilhantes e energéticos do Universo. Os GRBssão divididos em duas grandes categorias com base na sua duração. Os GRBs curtos ganham vida em menos de dois segundos e pensa-se que sejam provocados pela fusão de estrelas de nêutrons binárias. Os GRBs longos têm sido associados a explosões de supernova provocadas pela implosão de estrelas massivas.

Este e alguns outros GRBs associados a supernovas estão parecendo curtos porque os jatos de raios gama que emergem dos polos da estrela em colapso não são fortes o suficiente para escapar completamente da estrela, e que outras estrelas colapsantes têm jatos tão fracos que nem produzem GRBs. 

Esta descoberta também pode ajudar a explicar um mistério astronômico. Os GRBs longos estão associados a um tipo específico de supernova, de Tipo Ic-BL. No entanto, os astrônomos observam muitas mais destas supernovas do que GRBs longos. Esta descoberta do GRB mais curto associado a uma supernova sugere que alguns destes GRBs desencadeados por uma supernova estão se mascararando como GRBs curtos que se pensa serem criados pelas fusões de estrelas de nêutrons e, portanto, não estão sendo contados como do tipo supernova.

A equipe foi capaz de determinar que este GRB, identificado como GRB 200826A, teve origem numa explosão de supernova graças às capacidades do instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) do Gemini North no Havaí. Os pesquisadores usaram o Gemini North para obter imagens da galáxia hospedeira do GRB por uma rede de observatórios que incluía o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA. 

As observações do Gemini permitiram detetar o aumento revelador de energia que assinala uma explosão, apesar da localização da explosão numa galáxia a 6,6 bilhões de anos-luz de distância. 

Este resultado mostra que classificar GRBs com base apenas na sua duração pode não ser a melhor abordagem, e que são necessárias observações adicionais para determinar a causa de um GRB. 

A instrumentação dedicada, a ser implementada na próxima década, manterá a liderança do Gemini no acompanhamento destes eventos cósmicos inspiradores.

Fonte: Gemini Observatory