Detectada explosão de raios gama misteriosa

Os astrônomos detectaram uma explosão de raios gama que se repetiu várias vezes ao longo de um dia, um evento diferente de tudo o que já tinha sido observado anteriormente.

© ESO (explosão de raios gama GRB 250702B)

Descobriu-se que a fonte que deu origem a esta explosão de radiação poderosa se encontra fora da nossa Galáxia, tendo a sua localização sido identificada pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO).

As explosões de raios gama, são normalmente causadas pela destruição catastrófica de estrelas. No entanto, nenhum cenário conhecido consegue explicar completamente esta nova explosão agora observada, cuja verdadeira natureza permanece um mistério. As explosões de raios gama são as mais energéticas do Universo e têm origem em eventos catastróficos, como estrelas massivas que morrem em explosões poderosas ou são destruídas por buracos negros, entre outros. Geralmente duram entre alguns milésimos de segundos e alguns minutos, mas o sinal agora capturado, GRB 250702B, durou cerca de um dia, o que é 100 a 1.000 vezes mais longo do que a maioria das explosões de raios gama observadas até à data. Mais importante ainda, as explosões de raios gama nunca se repetem, uma vez que o evento que as produz é catastrófico.

O alerta inicial sobre esta explosão surgiu a 2 de Julho, proveniente do telescópio espacial de raios gama Fermi, da NASA. O Fermi detectou não apenas uma, mas três explosões vindas desta fonte ao longo de várias horas. Posteriormente, e em retrospectiva, descobriu-se que a fonte tinha estado ativa quase um dia antes, conforme observou a Sonda Einstein, um telescópio espacial de raios X da Academia de Ciências Chinesa em conjunto com a Agência Espacial Europeia (ESA) e o Instituto Max Planck de Física Extraterrestre.

Nunca se tinha visto uma explosão de raios gama tão longa e repetitiva. As observações forneceram apenas uma localização aproximada desta explosão de raios gama, a qual se encontrava na direção do plano da nossa Galáxia, uma região repleta de estrelas. Assim, a equipa recorreu ao VLT do ESO para identificar a fonte real dentro dessa área.

O tamanho e o brilho da galáxia hospedeira sugerem que esta pode estar localizada a alguns bilhões de anos-luz de distância da Terra, no entanto são necessários mais dados para refinar esta distância. A natureza do evento que deu origem a esta explosão de raios gama é ainda desconhecida.

Um dos cenários possíveis corresponde a uma estrela massiva colapsando sobre si mesma, um processo que libera enormes quantidades de energia. Alternativamente, uma estrela sendo dilacerada por um buraco negro poderá produzir uma explosão de raios gama com duração de um dia, mas para explicar outras propriedades observadas na explosão, é necessário ter uma estrela bastante incomum sendo destruída por um buraco negro ainda mais incomum.

Para saber mais sobre esta explosão de raios gama, a equipe tem monitorado os resultados da explosão com diferentes telescópios e instrumentos, incluindo o espectrógrafo X-shooter do VLT e o telescópio espacial James Webb.

Este trabalho foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Anel deformado de estrela moldado por planetas em evolução

Astrônomos, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), obtiveram a imagem de maior resolução até à data, revelando novos conhecimentos sobre a incomum e misteriosa arquitetura do disco de detritos que rodeia Fomalhaut, uma das estrelas mais brilhantes e mais estudadas da nossa vizinhança cósmica.

© NRAO (Fomalhaut rodeada por disco de detritos de brilho desigual)

Os discos de detritos são vastos cinturões de poeira e corpos rochosos, semelhantes ao cinturão de asteroides do nosso Sistema Solar, mas muito maiores. A excentricidade do disco de Fomalhaut tem fascinado os astrônomos há quase duas décadas.

Uma equipe internacional de pesquisadores, liderada por astrônomos do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian e da Universidade Johns Hopkins, descobriram agora que o disco de Fomalhaut não é apenas excêntrico, a sua excentricidade muda com a distância da estrela. Ao contrário de modelos anteriores que assumiam uma excentricidade uniforme, o novo modelo baseado em dados mostra que a forma do disco se torna menos esticada (ou menos excêntrica) quanto mais longe um segmento está de Fomalhaut. Esta morfologia é conhecida como um gradiente de excentricidade negativo.

Usando imagens de alta resolução do ALMA em comprimentos de onda de 1,3 mm, a equipe ajustou um novo modelo aos dados, que tem em conta o raio, a largura e as assimetrias do disco, com um modelo de anel excêntrico que pode alterar a sua excentricidade com a distância da estrela. O modelo que melhor se ajustava apontava para um declínio acentuado da excentricidade com a distância, tal como previsto pelas teorias dinâmicas sobre a forma como os planetas podem moldar os discos de detritos, mas ainda não observado em qualquer parte do Universo.

Este gradiente negativo fornece pistas sobre planetas escondidos, atualmente não vistos pelos astrônomos, em órbita de Fomalhaut. O novo modelo sugere que um planeta massivo orbitando no interior do disco de Fomalhaut pode ter esculpido o seu perfil de excentricidade no início da história deste sistema. A forma incomum do disco de detritos pode ter sido moldada na juventude do sistema, durante a fase de disco protoplanetário, e manteve-se assim durante mais de 400 milhões de anos, graças aos empurrões e à atração contínua deste planeta.

Embora a mudança de brilho do lado do pericentro do disco, o mais próximo da estrela, para o lado do apocentro, o mais afastado da estrela, entre os dados do JWST e do ALMA, fosse esperada, as mudanças precisas que medidas no brilho do disco e na largura do anel não podiam ser explicadas pelos modelos antigos. Comparando os modelos antigos e os novos, é possível interpretar melhor este disco e reconstruir a história e o estado atual deste sistema dinâmico.

A equipe partilhou o código do modelo de excentricidade desenvolvido para este estudo, para permitir que outros astrônomos o apliquem a sistemas semelhantes.

Foram publicados dois artigos nos periódicos The Astrophysical Journal e The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Novo método para detectar supernovas após explosão

As supernovas são enormes explosões que marcam a fase final da vida de uma estrela. Por serem repentinas e imprevisíveis, foram durante muito tempo difíceis de estudar, mas, atualmente os astrônomos podem descobrir supernovas quase diariamente.

© DSS / Chandra (SN 1572)

Composição de SN 1572 na constelação de Cassiopeia. Os dados de raios X do Chandra foram combinados com uma imagem óptica das estrelas no mesmo campo de visão pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Um novo estudo liderado pelo ICE-CSIC (Instituto de Ciencias Espaciales - Consejo Superior de Investigaciones Científicas), Espanha, apresenta um novo método para detectar supernovas horas depois de entrarem em erupção.

O estudo centra-se numa amostra de dez supernovas, utilizando observações do GTC (Gran Telescopio de Canarias). Mostra como protocolos específicos e um rápido acompanhamento telescópico podem captar os primeiros espectros destas explosões estelares, idealmente dentro de 48 horas, ou mesmo 24 horas após a sua primeira luz. Este avanço oferece uma oportunidade sem precedentes para estudar os momentos imediatamente a seguir à morte de uma estrela e torna a detecção rápida essencial para compreender as suas origens e evolução. 

As supernovas dividem-se em duas grandes categorias, determinadas pela massa da estrela progenitora. As supernovas termonucleares envolvem estrelas cuja massa inicial não excedia as oito massas solares. O estágio evolutivo mais avançado destas estrelas antes da supernova é a anã branca, objetos muito antigos que já não têm um núcleo ativo que produza calor. As anãs brancas podem permanecer em equilíbrio durante muito tempo, apoiadas por um efeito quântico chamado pressão de degeneração de elétrons. Se uma estrela deste tipo estiver localizada num sistema binário, pode sugar matéria da sua companheira. A massa extra aumenta a pressão interna até que a anã branca explode como uma supernova.

A segunda categoria de supernovas envolve estrelas muito massivas, com mais de oito massas solares. Brilham graças à fusão nuclear nos seus núcleos, mas quando a estrela queima átomos progressivamente mais pesados, até ao ponto em que a fusão deixa de produzir energia, o núcleo entra em colapso. Nesse momento, a estrela colapsa porque a gravidade deixa de ser contrabalançada; a rápida contração aumenta drasticamente a pressão interna desencadeia a explosão. 

As primeiras horas e dias após a explosão de uma supernova preservam pistas diretas sobre o sistema progenitor, informação que ajuda a distinguir modelos rivais da explosão, a estimar parâmetros críticos e a estudar o ambiente local. Historicamente, a obtenção destes dados iniciais era difícil porque a maioria das supernovas era descoberta dias ou semanas após a explosão. Os modernos levantamentos de campo amplo, cobrindo grandes faixas do céu e revisitando-as frequentemente, estão mudando esse quadro e permitindo descobertas em meras horas ou dias.

O estudo relata dez supernovas: metade termonucleares, metade de colapso do núcleo. A maior parte delas foi observada no prazo de seis dias após a explosão estimada e, em dois casos, no prazo de 48 horas. O protocolo começa com uma busca rápida de candidatos com base em dois critérios: o sinal luminoso deve estar ausente nas imagens da noite anterior e a nova fonte deve situar-se no interior de uma galáxia. Quando ambas as condições são satisfeitas, a equipe aciona o instrumento OSIRIS montado no GTC para obter um espectro.

O espectro da supernova mostra, por exemplo, se a estrela continha hidrogênio, o que significa que é uma supernova de colapso do núcleo. Conhecer a supernova nos seus primeiros momentos permite também procurar outros tipos de dados sobre o mesmo objeto, como a fotometria pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) e pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) que foram utilizados no estudo.

Essas curvas de luz mostram como o brilho aumenta na fase inicial; se forem vistas pequenas irregularidades, isso pode significar que outra estrela num sistema binário foi engolida pela explosão. Verificações adicionais cruzam dados de outros observatórios sobre a mesma zona do céu. Um programa espectroscópico de resposta rápida, bem coordenado com levantamentos fotométricos profundos, pode realisticamente recolher espectros um dia após a explosão, abrindo caminho para estudos sistemáticos das primeiras fases em grandes levantamentos futuros, como o LS4 (La Silla Southern Supernova Survey) e o LSST (Legacy Survey of Space and Time), ambos no Chile.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

Fonte: Institute of Space Sciences

Erupções solares são mais quentes do que se pensava

Uma nova pesquisa propôs que as partículas das erupções solares são 6,5 vezes mais quentes do que se pensava e forneceu uma solução inesperada para um mistério com 50 anos sobre a nossa estrela mais próxima.

© Solar Dynamics Observatory (Sol)

As erupções solares são súbitas e enormes liberações de energia na atmosfera exterior do Sol que aquecem partes da mesma a mais de 10 milhões de graus. Estes eventos dramáticos aumentam consideravelmente os raios X solares e a radiação que chega à Terra e são perigosos para as naves espaciais e para os astronautas, além de afetarem a atmosfera superior do nosso planeta.

O plasma solar é constituído por íons e elétrons. A nova pesquisa argumenta que os íons das erupções solares, partículas de carga positiva que constituem metade do plasma, podem atingir mais de 60 milhões de graus. Analisando os dados de outras áreas de pesquisa, a equipe, liderada pelo Dr. Alexander Russell, professor de Teoria Solar da Escola de Matemática e Estatística da Universidade de St. Andrews, percebeu que é muito provável que as erupções solares aqueçam mais os íons do que os elétrons, durante a reconexão magnética. Esta parece ser uma lei universal e foi confirmada no espaço próximo da Terra, no vento solar e em simulações de computador. No entanto, até agora ninguém tinha relacionado o trabalho nesses campos com as erupções solares.

A física solar tem historicamente assumido que os íons e os elétrons devem ter a mesma temperatura. No entanto, ao refazer os cálculos com dados modernos, foi descoberto que as diferenças de temperatura entre íons e elétrons podem durar até dezenas de minutos em partes importantes das erupções solares, abrindo caminho para considerar pela primeira vez íons superquentes. A nova temperatura dos íons corresponde bem à largura das linhas espectrais das erupções, o que pode resolver um mistério astrofísico que se mantém há quase meio século.

Desde a década de 1970 que se coloca a questão de saber por que razão as linhas espectrais das erupções, que são aumentos brilhantes da radiação solar em "cores" específicas no ultravioleta extremo e em raios X, são mais largas do que o esperado. Historicamente, pensava-se que este fato só poderia ser devido a movimentos turbulentos, mas essa interpretação tem estado sob pressão à medida que os cientistas tentam identificar a natureza da turbulência. Após quase 50 anos, o novo trabalho defende uma mudança de paradigma em que a temperatura dos íons pode dar uma grande contribuição para explicar as enigmáticas larguras de linha nos espectros das erupções solares.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of St Andrews

O conflito interno de uma estrela antes da sua explosão

De acordo com um novo estudo do observatório de raios X Chandra da NASA, o interior de uma estrela "deu voltas" antes de explodir de forma espetacular.

© Chandra (Cassiopeia A)

Hoje, esta estrela estilhaçada, conhecida como o remanescente de supernova Cassiopeia A, é um dos objetos mais conhecidos e bem estudados do céu. No entanto, há mais de trezentos anos, era uma estrela gigante à beira da autodestruição.

O novo estudo do Chandra revela que, poucas horas antes de explodir, o interior da estrela reorganizou-se violentamente. Esta alteração de última hora do seu ventre estelar tem profundas implicações para a compreensão da forma como as estrelas massivas explodem e de como os seus remanescentes depois se comportam.

A Cassiopeia A (Cas A) foi um dos primeiros objetos que o telescópio espacial observou após o seu lançamento em 1999 e os astrônomos voltaram várias vezes para o observar. 

À medida que as estrelas massivas envelhecem, formam-se elementos cada vez mais pesados no seu interior, através de reações nucleares, criando camadas tipo cebola de diferentes elementos. A sua camada exterior é majoritariamente constituída por hidrogênio, seguida de camadas de hélio, carbono e elementos progressivamente mais pesados - estendendo-se até ao centro da estrela. Quando o ferro começa a formar-se no núcleo da estrela, o jogo muda. Assim que o núcleo de ferro cresce para além de uma certa massa (cerca de 1,4 vezes a massa do Sol), já não consegue suportar o seu próprio peso e colapsa. A parte exterior da estrela cai sobre o núcleo em colapso e rebenta como uma supernova de colapso do núcleo.

A nova observação com dados do Chandra revela uma mudança que ocorreu nas profundezas da estrela nos últimos momentos da sua vida. Depois de viver durante mais de um milhão de anos, Cas A sofreu grandes alterações nas suas últimas horas antes de explodir. Pouco antes da estrela Cas A entrar em colapso, parte de uma camada interna com grandes quantidades de silício viajou para o exterior e invadiu uma camada vizinha com muito neônio. Trata-se de um acontecimento violento em que a barreira entre estas duas camadas desaparece. Esta agitação não só fez com que o material rico em silício se deslocasse para o exterior, como também forçou o material rico em neônio se deslocar para o interior.

A sobrevivência destas regiões não só fornece evidências críticas das alterações interiores da estrela, como também mostra que a mistura completa do silício e do neônio com outros elementos não ocorreu imediatamente antes ou depois da explosão. Esta ausência de mistura é prevista por modelos computacionais detalhados de estrelas massivas perto do fim das suas vidas.

Há várias implicações significativas para este tumulto interno da estrela condenada. Primeiro, pode explicar diretamente a forma assimétrica, em vez de simétrica, do remanescente Cas A em três dimensões. Segundo, uma explosão assimétrica e um campo de detritos podem ter dado um poderoso pontapé ao núcleo remanescente da estrela, agora uma estrela de nêutrons, explicando a elevada velocidade observada deste objeto. Finalmente, os fortes fluxos turbulentos criados pelas mudanças internas da estrela podem ter promovido o desenvolvimento da onda de choque da supernova, facilitando a explosão da estrela.

Estes resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

O complexo coração de uma borboleta cósmica

O telescópio espacial James Webb revelou novos pormenores do núcleo da Nebulosa Borboleta, catalogada como NGC 6302.

© Hubble / Webb (três imagens da Nebulosa Borboleta)

Este conjunto mostra três imagens da Nebulosa Borboleta. A primeira e a segunda das três imagens aqui apresentadas realçam a natureza bipolar da Nebulosa Borboleta no visível e no infravermelho próximo pelo telescópio espacial Hubble. A nova imagem do Webb, à direita, amplia o centro da Nebulosa Borboleta, proporcionando uma visão sem precedentes da sua complexa estrutura. Os dados do Webb são complementados com dados do ALMA.

Desde o toro denso e poeirento que rodeia a estrela escondida no centro da nebulosa até aos seus jatos, as observações do Webb revelam muitas novas descobertas que pintam um retrato nunca antes visto de uma nebulosa planetária dinâmica e estruturada.

A Nebulosa Borboleta, localizada a cerca de 3.400 anos-luz de distância na direção da constelação de Escorpião, é uma das nebulosas planetárias mais bem estudadas da nossa Galáxia. Esta espantosa nebulosa foi anteriormente fotografada pelo telescópio espacial Hubble. Agora, o Webb captou uma nova imagem desta nebulosa.

As nebulosas planetárias estão entre os objetos mais belos e mais elusivos do zoo cósmico. Estas nebulosas formam-se quando estrelas com massas entre 0,8 e 8 vezes a massa do Sol perdem a maior parte da sua massa no final das suas vidas. A fase de nebulosa planetária é efêmera, durando apenas cerca de 20.000 anos.

Ao contrário do que o nome indica, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas: a confusão de nomes começou há várias centenas de anos, quando os astrônomos referiram que estas nebulosas pareciam redondas, como os planetas. O nome pegou, apesar de muitas nebulosas planetárias não serem redondas de todo, e a Nebulosa Borboleta é um excelente exemplo das formas fantásticas que estas nebulosas podem assumir.

A NGC 6302 é uma nebulosa bipolar, o que significa que tem dois lóbulos que se estendem em direções opostas, formando as "asas" da borboleta. Uma banda escura de gás poeirento constitui o "corpo" da borboleta. Esta banda é na realidade um toro em forma de rosquinha que está sendo visto de lado, escondendo a estrela central da nebulosa, o núcleo antigo de uma estrela semelhante ao Sol que dá energia à nebulosa e a faz brilhar.

Esta nova imagem do Webb faz zoom até ao centro da Nebulosa Borboleta e até ao seu toro poeirento, proporcionando uma visão sem precedentes da sua complexa estrutura. A imagem utiliza dados do MIRI (Mid-InfraRed Instrument) do Webb, funcionando em modo de unidade de campo integral. Este modo combina uma câmara e um espectrógrafo para obter imagens em muitos comprimentos de onda diferentes simultaneamente, revelando como a aparência de um objeto muda com o comprimento de onda. As observações do Webb foram complementadas com dados do ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array), uma poderosa rede de antenas de rádio. 

Os pesquisadores que analisaram estes dados do Webb identificaram cerca de 200 linhas espectrais, cada uma das quais contém informação sobre os átomos e as moléculas da nebulosa. Estas linhas revelam estruturas aninhadas e interligadas definidas por diferentes substâncias químicas. Foi identificada a posição da estrela central da Nebulosa Borboleta, que aquece uma nuvem de poeira anteriormente não detectada ao seu redor, fazendo com que esta brilhe intensamente nos comprimentos de onda do infravermelho médio a que o MIRI é sensível.

A localização da estrela central da nebulosa tem permanecido incerta até agora, porque a poeira que a envolve torna-a invisível em comprimentos de onda ópticos. As pesquisas anteriores para encontrar a estrela não tinham a combinação de sensibilidade infravermelha e resolução necessárias para detectar a nuvem de poeira quente que a obscurece. Com uma temperatura de 220.000 K, esta é uma das estrelas centrais mais quentes conhecidas numa nebulosa planetária da nossa Galáxia. Este motor estelar em chamas é responsável pelo brilho deslumbrante da nebulosa, mas o seu poder total pode ser canalizado pela densa banda de gás poeirento que a rodeia: o toro.

Os novos dados do Webb mostram que o toro é composto por silicatos cristalinos como o quartzo, bem como por grãos de poeira de forma irregular. Os grãos de poeira têm tamanhos da ordem de um milionésimo de metro. Fora do toro, a emissão de diferentes átomos e moléculas assume uma estrutura em várias camadas. Os íons que requerem a maior quantidade de energia para se formarem estão concentrados perto do centro, enquanto os que requerem menos energia encontram-se mais longe da estrela central.

O ferro e o níquel são particularmente interessantes, traçando um par de jatos que se projetam para fora da estrela em direções opostas. Curiosamente, a equipe também detectou luz emitida por moléculas à base de carbono conhecidas como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, ou HAPs. Estas moléculas formam estruturas planas em forma de anel, muito parecidas com as formas de favo de mel encontradas nas colmeias. Na Terra, é frequente encontrarmos HAPs na fumaça de fogueiras, no escape dos automóveis ou em pão torrado queimado. Dada a localização dos HAPs, suspeita-se que estas moléculas se formam quando uma "bolha" de vento da estrela central irrompe no gás que a rodeia. Esta pode ser a primeira evidência da formação de HAPs numa nebulosa planetária rica em oxigênio, fornecendo um importante vislumbre dos detalhes da formação destas moléculas.

Os resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA