Uma galáxia poderosa e solitária

Quando o Universo tinha apenas um terço de sua idade atual, a maioria dos aglomerados de galáxias ainda estava se formando. Agora, as observações revelam que um deles já estava no jogo final: a galáxia 3C 297.

© Chandra / VLA / Gemini (galáxia 3C 297)

Os dados de raios X do Chandra são coloridos em roxo nesta imagem, mostrando o halo de gás quente que envolve 3C 297. Os dados de rádio do Very Large Array são vermelhos e destacam os jatos movidos de buracos negros. Os dados de luz visível do telescópio Gemini são verdes e vêm principalmente da própria galáxia. Dados de luz visível e infravermelho do telescópio espacial Hubble (azul e laranja, respectivamente) também foram incluídos. O campo de visão desta imagem é muito pequeno para mostrar qualquer uma das galáxias circundantes, nenhuma das quais está à mesma distância de 3C 297. 

Este chamado grupo fóssil consiste em apenas uma galáxia, porque já comeu todas as suas companheiras. Os astrônomos há muito estudam 3C 297, uma galáxia elíptica gigante que hospeda um buraco negro supermassivo e um poderoso jato alimentado por um buraco negro que se estende por cerca de 140.000 anos-luz no espaço intergaláctico. Sua luz viajou 9,2 bilhões de anos-luz até a Terra. 

O poder de tais galáxias, gravitacional ou não, é conhecido por influenciar seu ambiente. Então, Valentina Missaglia (Universidade de Torino, Itália) e seus colegas começaram a explorar seus arredores em detalhes. As imagens do observatório de raios X Chandra revelaram gás de milhões de graus ao redor da galáxia, o tipo de halo de gás típico de grupos com muitos membros. As características do jato de dois lóbulos saindo do centro da galáxia também indicam a largura do halo de gás. Um lóbulo está dobrado, como visto anteriormente em observações de rádio, e o outro colidiu com o gás circundante, iluminando-se em raios X. Ambas as características apontam para um halo de gás gigante e com muitas companheiras.

Mas medições espectroscópicas com o Observatório Gemini no Havaí mostram que nenhuma das galáxias que cerca de 3C 297 está perto dela, elas estão alinhadas apenas por acaso. Quaisquer companheiras que as observações possam ter perdido teriam que ser 10 vezes mais fracas que a nossa, colocando-as na ordem das galáxias anãs.

O cenário mais provável que explicaria todas as observações é que 3C 297 era um grupo de galáxias, mas em apenas alguns bilhões de anos conseguiu assimilar todas elas. Se este grupo for um fóssil, é um recordista, residindo em um Universo de apenas 4,5 bilhões de anos. O recordista anterior existia 5,8 bilhões de anos após o Big Bang. Isto começa a ultrapassar os limites da rapidez com que as galáxias e os aglomerados de galáxias devem ter se formado. 

Para confirmar a descoberta, a pesquisadora gostaria de ver um censo mais completo das galáxias ao seu redor. Pode ser que estejamos vendo um grupo fóssil em um estágio anterior de evolução. Ao contrário de outros grupos de fósseis, cujos halos de raios X não são notáveis, o halo em torno de 3C 297 “parece um tanto perturbado”. Isso pode ser devido a uma fusão recente, o que significa que a galáxia acabou de absorver suas companheiras.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Sky & Telescope

Tudo, em um só lugar, de uma só vez

Esta imagem luminosa mostra a galáxia espiral Z 229-15, fotografada com belos detalhes pelo telescópio espacial Hubble, um objeto celeste que fica a cerca de 390 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Lyra.

© Hubble (galáxia Z 229-15)

Na imagem, nota-se que Z 229-15 tem dois braços quase retos vindos da esquerda e da direita do núcleo que encontram um anel estrelado ao redor da borda da galáxia. O anel é de cor azulada e o núcleo é dourado e brilhante. Um fraco halo de luz também envolve a galáxia. Há uma estrela brilhante com muitos picos de difração e algumas estrelas pequenas ao redor em um fundo preto.

A galáxia Z 229-15 é um daqueles objetos celestes interessantes que, se você decidir pesquisá-lo, encontrará vários aspectos diferentes: às vezes como um núcleo galáctico ativo (um AGN); às vezes como um quasar; e às vezes como uma galáxia Seyfert. Qual destes é realmente o Z 229-15? 

A resposta é que são todas essas coisas ao mesmo tempo, porque essas três definições têm uma sobreposição significativa. Os AGNs e quasares são descritos em detalhes no Hubble Word Bank, mas, em essência, um AGN é uma pequena região no núcleo de certas galáxias (chamadas de galáxias ativas) que é muito mais brilhante do que apenas as estrelas da galáxia seriam. 

A luminosidade extra se deve à presença de um buraco negro supermassivo no núcleo da galáxia. O material sugado para um buraco negro na verdade não cai diretamente nele, mas é atraído para um disco giratório, de onde é inexoravelmente puxado em direção ao buraco negro. Este disco de matéria fica tão quente que libera uma grande quantidade de energia em todo o espectro eletromagnético, e é isso que faz os AGNs parecerem tão brilhantes.

Os quasares são um tipo particular de AGN; eles são tipicamente extremamente brilhantes e distantes da Terra, várias centenas de milhões de anos-luz são considerados próximos para um quasar, tornando Z 229-15 positivamente local. 

Frequentemente, um AGN é tão brilhante que o resto da galáxia não pode ser visto, mas as galáxias Seyfert são galáxias ativas que hospedam AGNs (quasares) muito brilhantes, enquanto o resto da galáxia ainda é observável. Então Z 229-15 é uma galáxia Seyfert que contém um quasar e que, por definição, hospeda um AGN. A classificação em astronomia pode ser um desafio! 

Fonte: ESA

Estrelas pequenas podem hospedar planetas maiores do que se pensava

De acordo com um novo estudo liderado por pesquisadores da UCL (University College London) e da Universidade de Warwick, estrelas com menos de metade da massa do nosso Sol são capazes de hospedar planetas gigantes ao estilo de Júpiter, em conflito com a teoria mais amplamente aceita de como tais planetas se formam.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta NGTS-1b e sua estrela)

Os gigantes gasosos, tal como outros planetas, formam-se a partir de discos de material que rodeiam as jovens estrelas. Segundo a teoria da acreção do núcleo, formam primeiro um núcleo de rocha, gelo e outros sólidos pesados, atraindo uma camada exterior de gás assim que este núcleo seja suficientemente massivo (cerca de 15 a 20 vezes superior à Terra). 

No entanto, as estrelas de baixa massa têm discos de baixa massa que, os modelos preveem, não forneceriam material suficiente para formar um gigante de gás desta forma, ou pelo menos não depressa o suficiente antes do disco se dispersar. No estudo, os pesquisadores examinaram 91.306 estrelas de baixa massa, utilizando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, e em 15 casos encontraram quedas no brilho da luz correspondente à passagem de um gigante gasoso em frente da estrela. 

Cinco dos 15 potenciais planetas gigantes foram desde então confirmados como planetas utilizando métodos independentes. Um destes planetas confirmados orbita uma estrela que tem um-quinto da massa do Sol, o que não seria possível de acordo com os modelos de formação planetária. 

O autor principal Dr. Ed Bryant, do MSSL (Mullard Space Science Laboratory) na UCL, anteriormente da Universidade de Warwick, que iniciou o trabalho como parte do seu doutoramento, afirmou: "As estrelas de baixa massa são melhores na formação de planetas gigantes do que pensávamos. Os nossos resultados levantam sérias questões para os modelos de formação planetária. Em particular, a nossa detecção de gigantes gasosos em órbita de estrelas tão pequenas quanto 20% da massa do Sol entra em conflito com a teoria atual". O Dr. Vincent Van Eylen, também do MSSL na UCL, explica: "O fato de, embora raros, os gigantes de gás existirem em torno de estrelas de baixa massa é uma descoberta inesperada e significa que os modelos de formação planetária terão de ser revistos". 

Uma interpretação possível é que os gigantes de gás não se formam através da acreção do núcleo, mas através da instabilidade gravitacional, onde o disco que envolve uma estrela se fragmenta em "tufos" de poeira e gás do tamanho de um planeta. Se for este o caso, as estrelas de baixa massa poderiam acolher gigantes de gás muito grandes, com duas ou três vezes a massa de Júpiter. Contudo, isto é considerado improvável, uma vez que os discos em torno de estrelas de baixa massa não parecem ser suficientemente massivos para se fragmentarem desta forma.

Outra explicação é que os astrônomos subestimaram o quão massivo pode ser o disco de uma estrela, o que significa que estrelas pequenas poderiam afinal formar planetas gigantes através da acreção do núcleo. Isto pode ser devido a se ter calculado incorretamente a massa dos discos que podemos observar através de telescópios, ou porque os discos têm uma massa maior no início da vida de uma estrela, quando são muito difíceis de observar (pois estão embebidas em nuvens de poeira), em comparação com mais tarde na vida de uma estrela, quando podemos observá-las. 

Os pesquisadores procuraram identificar a frequência com que os planetas gigantes ocorreram em torno de estrelas de baixa massa, testando se esta taxa de ocorrência se enquadrava no que os modelos de acreção do núcleo previam. Utilizaram um algoritmo para identificar os sinais dos gigantes de gás em trânsito na luz emitida pelas estrelas de baixa massa. Em seguida, examinaram estes sinais, descontando uma série de falsos positivos. Para determinar a probabilidade do seu método em detectar gigantes gasosos reais em órbita destas estrelas, inseriram simulações de milhares de sinais de planetas em trânsito nos dados reais de luz estelar do TESS e depois executaram o seu algoritmo para ver quantos destes planetas seriam detectados. 

Agora estão trabalhando para confirmar como planetas (ou descartar) nove dos 15 planetas candidatos que identificaram (cinco foram até agora confirmados como planetas, com um falso positivo). Estes candidatos podem, potencialmente, ser estrelas companheiras ou pode haver outra razão para as quedas em luminosidade. A equipe vai deduzir as massas destes objetos procurando uma "oscilação" na posição da estrela hospedeira, indicando a atração gravitacional do possível planeta. Esta oscilação pode ser detectada através da análise espectroscópica da luz da estrela, medindo diferentes bandas de luz para rastrear o movimento da estrela, quer para longe de nós ou na nossa direção. 

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Fonte: University College London

Uma explicação para a estranha órbita do cometa interestelar 'Oumuamua

Em 2017, um misterioso cometa chamado 'Oumuamua despertou a imaginação tanto dos cientistas como do público em geral.

© STScI (ilustração do cometa interestelar 'Oumuamua)

Foi o primeiro visitante conhecido de fora do nosso Sistema Solar, não tinha coma ou cauda de poeira brilhante, como a maioria dos cometas, e uma forma peculiar - algo entre um charuto e uma panqueca - e o seu pequeno tamanho era mais adequado a um asteroide do que a um cometa.

Mas o fato de estar se afastando cada vez mais depressa do Sol, evidenciou um comportamento estranho. Agora, a astroquímica Jennifer Bergner, da Universidade da Califórnia em Berkeley e o astrônomo Darryl Seligman, da Universidade de Cornell argumentam que o misterioso comportamento do cometa, ao invés de ter um percurso hiperbólico em torno do Sol, pode ser explicado por um mecanismo físico simples, provavelmente comum entre muitos cometas gelados: a liberação de hidrogênio à medida que o cometa aquecia à luz do Sol.

O que tornou 'Oumuamua diferente de todos os outros cometas bem estudados no nosso Sistema Solar foi o seu tamanho: era tão pequeno que a sua deflexão gravitacional em torno do Sol foi apenas ligeiramente alterada quando o hidrogênio gasoso foi liberado do gelo.

A maioria dos cometas são essencialmente bolas de neve sujas que periodicamente se aproximam do Sol a partir do Sistema Solar exterior. Quando aquecido pela luz solar, um cometa ejeta água e outras moléculas, produzindo um halo ou coma brilhante à sua volta e muitas vezes caudas de gás e poeira. Os gases ejetados atuam como uma espécie de propulsor de uma nave espacial para dar ao cometa um pequeno pontapé que altera a sua trajetória ligeiramente em relação às órbitas elípticas típicas de outros objetos do Sistema Solar, tais como asteroides e planetas. 

Quando foi descoberto, 'Oumuamua não tinha coma ou cauda, era demasiado pequeno e estava demasiado afastado do Sol para capturar energia suficiente para ejetar muita água, o que levou os astrônomos a especular intensamente acerca da sua composição e do que o estava empurrando para longe.

Um cometa que viaja através do meio interestelar está basicamente sendo "cozinhado" pela radiação cósmica, como resultado formando hidrogênio. O pensamento dos pesquisadores foi: se isto estivesse acontecendo, poderia realmente aprisioná-lo no corpo, de modo a que quando entrasse no Sistema Solar e fosse aquecido, o hidrogênio fosse libertado? Poderá isso produzir quantitativamente a força de que necessita para explicar a aceleração não-gravitacional?

Surpreendentemente, descobriu que investigações experimentais publicadas nas décadas de 1970, 1980 e 1990 demonstraram que quando o gelo é atingido por partículas altamente energéticas semelhantes aos raios cósmicos, é abundantemente produzido hidrogênio molecular (H2) e aprisionado no interior do gelo. Realmente, os raios cósmicos podem penetrar dezenas de metros no gelo, convertendo um-quarto ou mais da água em hidrogênio gasoso.

Para um cometa com vários quilômetros em diâmetro, a emissão de gases seria de uma concha realmente fina em relação à maior parte do objeto, portanto, em termos de composição como em termos de qualquer aceleração, não se esperaria necessariamente que isso fosse um efeito detectável. 

Pensa-se que o cometa, ligeiramente avermelhado, tinha cerca de 115 por 111 por 19 metros em tamanho. Embora as dimensões relativas fossem bastante precisas, os astrônomos não podiam ter a certeza do tamanho real porque era demasiado pequeno e estava demasiado distante para que os telescópios o resolvessem. O tamanho tinha de ser estimado a partir do brilho do cometa e da forma como o brilho mudava à medida que o cometa girava.

Até à data, todos os cometas observados no nosso Sistema Solar - os cometas de curto período, originários da cinturão de Kuiper e os cometas de longo período, da mais distante nuvem de Oort - variam entre cerca de 1 a muitos quilômetros. 

Os cometas são rochas geladas que sobraram da formação do Sistema Solar, há 4,5 bilhões de anos. Os cometas interestelares também podem fornecer pistas sobre as condições em torno de outras estrelas rodeadas por discos de formação planetária. Os cometas preservam um instantâneo de como o Sistema Solar era quando tinha o seu disco protoplanetário. O estudo destes astros é uma maneira de olhar para trás e de ver como o Sistema Solar era na fase inicial de formação. Os sistemas planetários distantes também parecem ter cometas e muitos são susceptíveis de serem ejetados devido a interações gravitacionais com outros objetos do sistema. Alguns destes cometas fugitivos podem, ocasionalmente, entrar no nosso Sistema Solar, proporcionando uma oportunidade de aprender mais sobre a formação exoplanetária. 

Os cometas e os asteroides do Sistema Solar ensinaram-nos, sem dúvida, mais sobre a formação planetária do que aprendemos com os próprios planetas. Os cometas interestelares poderiam indiscutivelmente dizer-nos mais sobre os exoplanetas. 

No dia 19 de outubro de 2017, na ilha de Maui, os astrônomos utilizando o telescópio Pan-STARRS1, operado pelo Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, repararam primeiro no que pensavam ser ou um cometa ou um asteroide. Quando perceberam que a sua órbita inclinada e alta velocidade - 87 km/s - implicava que vinha de fora do nosso Sistema Solar, deram-lhe o nome 1I/'Oumuamua, havaiano para "mensageiro de longe que chega primeiro". Foi o primeiro objeto interestelar, sem contar com os grãos de poeira, alguma vez visto no nosso Sistema Solar. Um segundo, 2I/Borisov, foi descoberto em 2019, embora parecesse e se comportasse mais como um cometa típico. 

Os astrónomos também notaram uma ligeira aceleração, para longe do Sol, maior do que a vista para os asteroides e mais característica dos cometas. Quando os cometas se aproximam do Sol, a água e os gases expelidos da superfície criam uma cabeleira brilhante e gasosa e liberam poeira no processo. Tipicamente, a poeira deixada no rastro do cometa torna-se visível como uma cauda, enquanto o vapor e a poeira empurrados pela leve pressão dos raios solares produzem uma segunda cauda que aponta para longe do Sol, mais um pequeno empurrão inercial para fora. Outros compostos também podem ser liberados, tais como materiais orgânicos presos e monóxido de carbono. 

A origem da aceleração de 'Oumuamua deverá encerrar o debate acerca do cometa. Desde 2017, foram identificados outros seis pequenos cometas sem coma observável, mas com pequenas acelerações não gravitacionais, sugerindo que tais cometas "escuros" são comuns. Embora o H2 não seja provavelmente responsável pelas acelerações dos cometas escuros, juntamente com 'Oumuamua eles revelam que há muito a aprender sobre a natureza dos corpos pequenos do Sistema Solar. Um destes cometas escuros, o 1998 KY26, é o próximo alvo da missão japonesa Hayabusa2, que recentemente recolheu amostras do asteroide Ryugu. O 1998 KY26 era considerado um asteroide até ser identificado como um cometa escuro em dezembro.

A água é o componente mais abundante dos cometas no Sistema Solar e provavelmente também em outros sistemas exosolares. E se houver um cometa rico em água na nuvem de Oort ou for ejetado para o meio interestelar, deverá ser obtido gelo amorfo com bolhas de H2. Dado que o H2 deve formar-se em qualquer corpo rico em gelo exposto à radiação energética, os pesquisadores suspeitam que o mesmo mecanismo estaria funcionando nos cometas que se aproximam do Sol a partir da nuvem de Oort, no Sistema Solar exterior, onde os cometas são irradiados pelos raios cósmicos, de modo idêntico a um cometa interestelar.

Observações futuras da liberação de hidrogênio em cometas de longo período podem ser utilizadas para testar o cenário de formação e aprisionamento de H2. O LSST (Legacy Survey of Space and Time) do Observatório Vera Rubin deverá descobrir muitos mais cometas interestelares e escuros, permitindo aos astrônomos determinar se a liberação de hidrogênio é comum nos cometas.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of California

Nuvens rodopiantes e sombrias num planeta remoto

Graças ao telescópio espacial James Webb, foram identificadas características de nuvens de silicato na atmosfera de um planeta distante.

© STScI (ilustração do exoplaneta VHS 1256 b)

A atmosfera está constantemente subindo, misturando-se e movendo-se durante o seu dia de 22 horas, trazendo material mais quente para cima e empurrando material mais frio para baixo. 

As mudanças de brilho resultantes são tão dramáticas que é o objeto de massa planetária mais variável conhecido até à data. A equipe científica também fez detecções extraordinariamente claras de água, metano e monóxido de carbono com os dados do Webb, e encontrou evidências de dióxido de carbono. Este é o maior número de moléculas alguma vez identificadas de uma só vez num planeta localizado além do nosso Sistema Solar.

Catalogado como VHS 1256 b, o planeta está a cerca de 40 anos-luz de distância e orbita não uma, mas duas estrelas ao longo de um período de 10.000 anos. O VHS 1256 b está cerca de quatro vezes mais longe das suas estrelas do que Plutão está do nosso Sol, o que o torna um grande alvo para o Webb. Isso significa que a luz do planeta não está misturada com a luz das suas estrelas. 

Mais acima na sua atmosfera, onde as nuvens de silicato se agitam, as temperaturas atingem os 830º C. Dentro dessas nuvens, o Webb detectou tanto grãos de poeira de silicato grandes como pequenos, que podem ser vistos num espectro. Os grãos de silicato mais finos na sua atmosfera podem ser mais como as pequenas partículas de fuligem. Os grãos maiores podem ser mais parecidos com partículas de areia muito quentes. 

O VHS 1256 b tem baixa gravidade em comparação com as anãs marrons mais massivas, o que significa que as suas nuvens de silicato podem parecer e permanecer mais altas na sua atmosfera. Outra razão porque os seus céus são tão turbulentos é a idade do planeta. Apenas se passaram 150 milhões de anos desde a sua formação, e continuará mudando e arrefecendo durante bilhões de anos. 

Embora todas as características observadas pela equipe tenham sido avistadas em outros planetas em outras partes da Via Láctea, por outros telescópios, outros pesquisadores tipicamente identificaram apenas uma de cada vez. Nenhum outro telescópio identificou tantas características ao mesmo tempo para um único alvo. Num único espectro do Webb são vistas muitas moléculas que detalham os dinâmicos sistemas climáticos e de nuvens do planeta. 

Estas conclusões foram obtidas pela análise dos dados conhecidos como espectros recolhidos por dois instrumentos a bordo do Webb, o NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) e o MIRI (Mid-Infrared Instrument). 

Uma vez que o planeta orbita a uma distância tão grande das suas estrelas, os pesquisadores puderam observá-lo diretamente, em vez de utilizarem a técnica de trânsito ou um coronógrafo para obterem estes dados. O que poderá vir a ser deste planeta daqui a bilhões de anos? Uma vez que está tão longe das suas estrelas, se tornará mais frio com o tempo e os seus céus poderão passar de nublados a limpos. 

Os pesquisadores observaram VHS 1256 b como parte do programa ERS (Early Release Science) do Webb, que foi concebido para ajudar a transformar a capacidade da comunidade astronômica em caracterizar os planetas e os discos a partir dos quais estes se formam. 

Um artigo científico foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Estudo exclui meteoritos derretidos como fonte da água da Terra

A água cobre 71% da superfície da Terra, mas ninguém sabe como ou quando quantidades tão gigantescas desta substância chegaram ao nosso planeta em primeiro lugar.

© J. Cook (ilustração do transporte de água para a Terra)

A linha branca tracejada nesta ilustração mostra a fronteira entre o Sistema Solar interior e o exterior, com o cinturão de asteroides posicionada aproximadamente entre Marte e Júpiter. Uma bolha perto do topo da imagem mostra moléculas de água presas a um fragmento rochoso, demonstrando o tipo de objeto que poderia ter transportado água para a Terra.

Um novo estudo aproxima os cientistas da resposta a essa pergunta. Liderados por Megan Newcombe, professora assistente de Geologia na Universidade de Maryland, EUA, os pesquisadores analisaram meteoritos derretidos que flutuavam no espaço desde que o Sistema Solar se formou há 4,5 bilhões de anos. Descobriram que estes meteoritos tinham um conteúdo de água extremamente baixo. Realmente, estavam entre os materiais extraterrestres mais secos alguma vez medidos, levando os pesquisadores a excluí-los como a principal fonte de água da Terra.

Os cientistas querem compreender como o nosso planeta conseguiu obter água, porque não é completamente óbvio. A obtenção de água e ter oceanos à superfície de um planeta pequeno e relativamente próximo do Sol é um desafio. 

Os pesquisadores analisaram sete meteoritos derretidos, ou acondritos, que colidiram com a Terra bilhões de anos após a fragmentação de pelo menos cinco planetesimais, objetos que colidiram para formar os planetas no nosso Sistema Solar. Num processo conhecido como derretimento, muitos destes planetesimais foram aquecidos pela decomposição de elementos radioativos na história inicial do Sistema Solar, causando a sua separação em camadas com uma crosta, manto e núcleo.

Após analisar as amostras de meteoritos acondritos, os pesquisadores descobriram que a água compreendia menos de dois milionésimos da sua massa. Em comparação, os meteoritos mais molhados, um grupo chamado condritos carbonáceos, contêm até cerca de 20% de água, em massa. Isto significa que o aquecimento e o derretimento dos planetesimais leva a uma perda quase total de água, independentemente da origem destes planetesimais no Sistema Solar e da quantidade de água com que começaram.

Os pesquisadores descobriram que, ao contrário da crença popular, nem todos os objetos do Sistema Solar exterior são ricos em água. Isto levou-os a concluir que a água foi provavelmente entregue à Terra através de meteoritos não derretidos, ou condritos. Esta descoberta tem aplicação para além da geologia. Os pesquisaores exoplanetários estão interessados na origem da água da Terra devido às suas profundas ligações com a vida.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Maryland

O prelúdio raramente visto de uma supernova

Uma estrela Wolf-Rayet é um raro prelúdio do famoso ato final de uma estrela massiva: a supernova.

© JWST (WR 124)

Como uma das suas primeiras observações em 2022, o telescópio espacial James Webb captou a estrela Wolf-Rayet WR 124 com um detalhe sem precedentes. Um halo distinto de gás e poeira enquadra a estrela e brilha no infravermelho detectado pelo Webb, exibindo uma estrutura com nós e uma história de ejeções episódicas.

Apesar de ser o cenário de uma iminente "morte" estelar, os astrônomos também olham para as estrelas Wolf-Rayet para obterem uma visão de novos começos. Nas nebulosas turbulentas que rodeiam estas estrelas forma-se poeira cósmica, que é composta pelos blocos de construção de elementos pesados do Universo moderno, incluindo a vida na Terra.

A rara visão de uma estrela Wolf-Rayet, entre as estrelas mais luminosas, mais massivas e mais brevemente detectáveis conhecidas, foi uma das primeiras observações feitas pelo telescópio espacial James Webb. A estrela WR 124 é vista em detalhe sem precedentes com os poderosos instrumentos infravermelhos do telescópio. A estrela WR 124 fica a 15.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. 

As estrelas massivas "correm" através dos seus ciclos de vida e nem todas elas passam por uma breve fase Wolf-Rayet antes de se tornarem uma supernova, o que significa que as observações detalhadas do Webb são valiosas para os astrônomos. 

As estrelas Wolf-Rayet estão no processo de liberar as suas camadas exteriores, resultando nos seus halos característicos de gás e poeira. A estrela WR 124 tem 30 vezes a massa do Sol e já liberou o equivalente a 10 sóis de material, até agora. À medida que o gás ejetado se afasta da estrela e arrefece, forma-se poeira cósmica e brilha na luz infravermelha. 

A origem da poeira cósmica que pode sobreviver a uma explosão de supernova e contribuir para o "orçamento global de poeira" do Universo é de grande interesse para os astrônomos por muitas razões. A poeira é parte integrante do funcionamento do Universo: abriga a formação de estrelas, reúne-se para ajudar a formar planetas e serve como plataforma para as moléculas se formarem e aglomerarem-se, incluindo os blocos de construção da vida na Terra. Apesar dos muitos papéis essenciais que a poeira desempenha, ainda há mais poeira no Universo do que as atuais teorias da formação da poeira podem explicar. O Universo está funcionando com um excedente orçamental de poeira. 

O Webb abre novas possibilidades para o estudo de detalhes na poeira cósmica, que é melhor observada em comprimentos de onda infravermelhos. O seu instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) equilibra o brilho do núcleo estelar de WR 124 e os detalhes em forma de nós no gás circundante mais tênue. O inovador instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) revela a estrutura "grumosa" do gás e da poeira da nebulosa que rodeia a estrela. 

Antes do Webb, os astrônomos dedicados ao estudo da poeira simplesmente não tinham informação detalhada o suficiente para explorar questões de produção da poeira em ambientes como WR 124, e se esta poeira era de tamanho e quantidade suficientes para sobreviver e dar uma contribuição significativa para o orçamento global da poeira. Agora, estas questões podem ser analisadas com dados reais. 

Estrelas como WR 124 também servem de análogo para ajudar a compreender um período crucial na história inicial do Universo. Estrelas "moribundas" semelhantes semearam o jovem Universo com os elementos pesados forjados nos seus núcleos, elementos que são agora comuns na era atual, incluindo na Terra. 

A imagem detalhada de WR 124 preserva para sempre uma breve e turbulenta época de transformação e promete futuras descobertas que vão revelar os mistérios há muito encobertos da poeira cósmica. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

A primeira bolha do meio intergaláctico

Recorrendo ao Observatório W. M. Keck em Maunakea, Havaí, astrofísicos descobriram um protoaglomerado de galáxias, no Universo primitivo, rodeado de gás que é surpreendentemente quente.

© Three Hundred Collaboration (vista simulada de um protoaglomerado de galáxias)

A área amarela no centro da imagem representa uma enorme bolha de gás quente que abrange vários milhões de anos-luz. A cor azul indica gás mais frio localizado nas regiões exteriores do protoaglomerado e os filamentos que ligam o gás quente a outras estruturas. Os pontos brancos embutidos na distribuição de gás representa a luz emitida pelas estrelas.

Este gás escaldante engloba uma região que consiste numa coleção gigantesca de galáxias chamada COSTCO-I. Observado quando o Universo era 11 bilhões de anos mais jovem, COSTCO-I data de uma época em que o gás que preenchia a maior parte do espaço fora das galáxias visíveis, chamado meio intergaláctico, era significativamente mais frio. Durante esta era, conhecida como "Meio-Dia Cósmico", as galáxias no Universo encontravam-se no auge da formação estelar; o seu ambiente estável estava repleto do gás frio de que precisavam para se formar e crescer, com temperaturas de cerca de 10.000º C.

Em contraste, o "caldeirão" de gás associado com COSTCO-I parece estar à frente do seu tempo, "cozinhando" num estado quente e complexo; as suas temperaturas assemelham-se ao atual meio intergaláctico, que vai de 100.000 a mais de 10 milhões de graus Celsius, frequentemente chamado "Meio Intergaláctico Morno-Quente" (em inglês, WHIM - Warm-Hot Intergalactic Medium). 

Esta descoberta marca a primeira vez que os astrofísicos identificaram uma área de gás antigo mostrando características do meio intergaláctico dos tempos modernos; é de longe a mais antiga parte conhecida do Universo que ferveu até às temperaturas do atual WHIM. A pesquisa foi liderada por uma equipe do Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo (parte da Universidade de Tóquio).

A equipe observou COSTCO-I quando o Universo tinha apenas um-quarto da sua idade atual. O protoaglomerado de galáxias tem uma massa total de mais de 400 trilhões de vezes a massa do nosso Sol e abrange vários milhões de anos-luz. 

Apesar dos astrónomos estarem agora descobrindo regularmente protoaglomerado de galáxias tão distantes, foi encontrado algo estranho quando foram verificados os espectros ultravioletas que cobrem a região de COSTCO-I utilizando o instrumento LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) do Observatório Keck. 

Normalmente, a grande massa e o tamanho dos protoaglomerado de galáxias lançariam uma sombra quando vistos nos comprimentos de onda específicos do hidrogênio neutro associado ao gás do protoaglomerado. Não foi encontrada tal sombra de absorção na posição de COSTCO-I. 

A ausência de hidrogênio neutro rastreando o protoaglomerado implica que o gás deve estar aquecido a temperaturas de possivelmente milhões de graus, muito acima do estado frio esperado para o meio intergaláctico naquela época distante.

As propriedades e a origem do WHIM continua a ser uma das maiores questões da astrofísica atual. Ser capaz de vislumbrar um dos primeiros locais de aquecimento do WHIM ajudará a revelar os mecanismos que fizeram o gás intergaláctico ferver na espuma atual. Existem algumas possibilidades de como isto pode acontecer, mas pode ser ou devido ao aquecimento do gás quando colide durante o colapso gravitacional, ou devido a gigantescos jatos de rádio que podem estar bombeando energia de buracos negros supermassivos dentro do protoaglomerado. 

O meio intergaláctico serve como reservatório de gás que alimenta matéria-prima às galáxias. O gás quente comporta-se de forma diferente do gás frio, o que determina a facilidade com que podem fluir para as galáxias e assim formar estrelas. Como tal, ter a capacidade de estudar diretamente o crescimento do WHIM no Universo primitivo permite aos astrônomos construir uma imagem coerente da formação das galáxias e do ciclo de vida do gás que as alimenta. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Nebulosa de vento de pulsar de Vela

Há cerca de 10.000 anos, a luz da explosão de uma estrela gigante, na direção da constelação de Vela, chegou à Terra. Esta supernova deixou para trás um objeto denso a que chamamos pulsar, que parece aumentar de brilho regularmente à medida que gira, como um farol cósmico.

© IXPE / Chandra / Hubble (nebulosa de vento de pulsar de Vela)

Da superfície deste pulsar surgem ventos de partículas que viajam perto da velocidade da luz, criando uma mistura caótica de partículas carregadas e campos magnéticos que chocam com o gás circundante. Este fenômeno é chamado de nebulosa de vento de pulsar. Nesta nova imagem, o halo azul claro e difuso corresponde aos primeiros dados de polarização de raios X alguma vez obtidos do remanescente de Vela, que provêm do IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA. Uma linha azulada e tênue, apontando para o canto superior direito, corresponde a um jato de partículas altamente energéticas disparadas do pulsar a cerca de metade da velocidade da luz. Pensa-se que os "arcos" de raios X cor-de-rosa assinalam os cantos das regiões em forma de donut onde o vento de pulsar choca e acelera as partículas altamente energéticas. O próprio pulsar está localizado no círculo branco no centro da imagem. As cores rosa e púrpura correspondem a dados do observatório de raios X Chandra da NASA, que já observou Vela várias vezes. As estrelas douradas em segundo plano foram captadas pelo telescópio espacial Hubble. 

A medição da polarização, que tem a ver com a forma como as ondas eletromagnéticas estão organizadas, fornece uma compreensão sem precedentes de como um objeto cósmico como um pulsar acelera as partículas em altas velocidades. 

Num estudo recente, os cientistas ficaram surpreendidos com o elevado grau de polarização que encontraram nos raios X da nebulosa de vento de pulsar de Vela. A alta polarização significa que os campos eletromagnéticos estão bem organizados; estão alinhados em direções específicas e dependem da sua posição na nebulosa. Além disso, os raios X que o IXPE detecta vêm de elétrons altamente energéticos que espiralam nos campos magnéticos da nebulosa de vento de pulsar, caracterizando a emissão de síncrotron. 

Em contraste com os remanescentes de supernova que têm um invólucro de material à sua volta, a alta polarização dos raios X sugere que os elétrons não foram acelerados pelos choques turbulentos que parecem importantes em outras fontes de raios X. Em vez disso, deve haver algum outro processo envolvido, tal como a reconexão magnética, que envolve a quebra e união de linhas de campo magnético. Esta é uma forma pela qual a energia magnética é convertida em energia de partículas. 

Os dados do IXPE também sugerem que o campo magnético está alinhado como uma estrutura lisa em forma de donut em torno do equador do pulsar. Esta forma está de acordo com as expectativas dos cientistas. Ao mapear com resolução sem precedentes, o IXPE revela o campo magnético na região central, mostrando concordância com os resultados obtidos a partir de imagens na região do rádio da nebulosa exterior. 

O pulsar de Vela, localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 25 quilômetros de diâmetro e gira 11 vezes por segundo, mais depressa do que um rotor de helicóptero. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: NASA

Encontrado elo perdido da água existente no Sistema Solar

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos detectaram vapor de água no disco de formação planetária situado em torno da estrela V883 Orionis.

© ESO / ALMA (disco de formação planetária ao redor da estrela V883 Orionis)

Estas imagens do ALMA do disco que circunda a estrela V883 Orionis mostram a distribuição espacial da água (à esquerda, em laranja), da poeira (no meio, em verde) e do monóxido de carbono (à direita, em azul). Uma vez que a água congela a temperaturas mais elevadas do que o monóxido de carbono, apenas pode ser detectada sob a sua forma gasosa mais perto da estrela. O buraco aparente nas imagens da água e do monóxido de carbono deve-se à emissão brilhante da poeira, que atenua a emissão do gás.

Esta água apresenta uma assinatura química que explica o percurso da água, desde as nuvens de gás onde se formam as estrelas até aos planetas, e apoia a ideia de que a água existente na Terra é ainda mais antiga do que o nosso Sol. 

Esta descoberta foi feita ao estudar a composição da água em V883 Orionis, um disco de formação planetária situado a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra. Quando uma nuvem de gás e poeira colapsa para formar uma estrela no seu centro, forma-se igualmente um disco de material da nuvem em torno da estrela. Ao longo de vários milhões de anos, a matéria deste disco aglomera-se para formar cometas, asteroides e, eventualmente, planetas.

Os astrônomos mediram as assinaturas químicas da água e o seu percurso desde a nuvem de formação estelar até aos planetas. A água é normalmente constituída por um átomo de oxigênio e dois átomos de hidrogênio. Os pesquisadores estudaram uma versão ligeiramente mais pesada da água onde um dos átomos de hidrogênio é substituído por um de deutério, um isótopo pesado do hidrogênio. 

Uma vez que a água simples e a água pesada se formam sob condições diferentes, o seu quociente pode ser usado para traçar quando e onde é que esta água se formou. Por exemplo, este quociente em alguns cometas do Sistema Solar mostrou ser semelhante ao da água na Terra, sugerindo que os cometas poderão ter trazido água para o nosso planeta. A viagem da água desde as nuvens até às estrelas jovens e posteriormente dos cometas aos planetas já foi observada anteriormente, mas até agora faltava o elo entre as jovens estrelas e os cometas.

A composição da água no disco é muito semelhante à dos cometas no nosso Sistema Solar, o que confirma a ideia de que a água nos sistemas planetários se formou há bilhões de anos atrás, antes do Sol, no espaço interestelar e foi herdada tanto pelos cometas como pela Terra, relativamente inalterada. 

Contudo, observar a água revelou-se bastante complicado. A maioria da água existente nos discos de formação planetária encontra-se sob a forma de gelo e, consequentemente, normalmente escondida. O vapor de água pode ser detectado graças à radiação emitida pelas moléculas ao girar e vibrar, mas isso é mais complicado quando a água se encontra congelada, porque o movimento das moléculas é mais restrito. A água sob a forma de gás pode ser encontrada em direção ao centro dos discos, perto da estrela, onde a temperatura é mais elevada. No entanto, estas regiões mais internas encontram-se escondidas no disco propriamente dito, sendo também muito pequenas para poderem ser observadas por telescópios. 

Entretanto, o disco de V883 Orionis mostrou ser quente. Uma enorme quantidade de energia emitida pela estrela aquece o disco até uma temperatura em que a água já não se encontra sob a forma de gelo mas sim gás, o que nos permite detectá-la. A partir destas observações, descobriu-se que este disco contém, pelo menos, 1.200 vezes a quantidade de água que existe em todos os oceanos da Terra. 

No futuro, a equipa espera usar o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO e o seu instrumento de primeira geração, o METIS, que trabalhará no infravermelho médio, para resolver o vapor de água neste tipo de discos, fortalecendo assim o elo do percurso da água desde as nuvens de formação estelar até aos sistemas solares.

Este trabalho foi descrito num artigo intitulado “Deuterium-enriched water ties planet-forming disks to comets and protostars” publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO