Explosão em sistema estelar

A sonda Kepler da NASA foi construída para encontrar exoplanetas, procurando estrelas que diminuem de brilho quando um planeta passa à sua frente.

© STScI/L. Hustak (ilustração de anã branca absorvendo material de anã marrom)

Felizmente, o mesmo projeto é ideal para a detecção de outros transientes astronômicos, objetos que aumentam ou diminuem de brilho com o tempo. Uma nova exploração de dados de arquivo do Kepler encontrou uma superexplosão incomum de uma nova anã anteriormente desconhecida. O sistema aumentou cerca de 1.600 vezes de brilho ao longo de menos um dia antes de desvanecer lentamente.

O sistema estelar em questão consiste de uma estrela anã branca com uma companheira anã marrom com cerca de um-décimo da massa da anã branca. Uma anã branca é o núcleo remanescente de uma estrela velha parecida com o Sol e contém aproximadamente a mesma quantidade de material que o Sol num globo com o tamanho da Terra. Uma anã marrom é um objeto com uma massa entre 10 e 80 Júpiteres que é demasiado pequeno para deflagrar fusão nuclear.

A anã marrom orbita a anã branca a cada 83 minutos, a uma distância de apenas 400.000 km, quase a distância Terra-Lua. Estão tão próximas uma da outra que a forte gravidade da anã branca retira o material da anã marrom, sugando a sua essência como um vampiro. O material roubado forma um disco de acreção à medida que espirala para a anã branca.

Foi por sorte que o Kepler estava observando na direção certa quando este sistema sofreu uma superexplosão, aumentando mais de 1.000 vezes de brilho. Realmente, o Kepler foi o único instrumento capaz de o testemunhar, uma vez que o sistema estava muito próximo do Sol, do ponto de vista da Terra. A rápida cadência de observações do Kepler, obtendo dados a cada 30 minutos, foi crucial para captar todos os detalhes da explosão.

O Kepler captou todo o evento, observando um lento aumento de brilho seguido por uma rápida intensificação. Embora o repentino aumento de brilho seja previsto pelas teorias, a razão do início lento permanece um mistério. As teorias da física do disco de acreção não preveem este fenômeno, que foi observado posteriormente em duas outras superexplosões de novas anãs.

As teorias sugerem que uma superexplosão é provocada quando o disco de acreção atinge um ponto de inflexão. À medida que acumula material, cresce em tamanho até que a orla externa sofre ressonância gravitacional com a anã marrom em órbita. Isto pode desencadear uma instabilidade térmica, fazendo com que o disco fique superaquecido. De fato, as observações mostram que a temperatura do disco sobe de 2.700 a 5.300 ºC no seu estado normal para 9.700 a 11.700 ºC no pico da superexplosão.

Este tipo de sistema de nova anã é relativamente raro, conhecendo-se apenas mais ou menos 100. Podem passar-se anos ou décadas entre explosões, o que torna a observação em flagrante um grande desafio.

A equipe planeja continuar explorando os dados do Kepler, bem como de outro caçador de exoplanetas, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), à procura de outros transientes.

O artigo científico sobre a descoberta foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Descoberto primeiro planeta gigante em torno de anã branca

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os pesquisadores encontraram, pela primeira vez, evidências de um planeta gigante associado a uma estrela anã branca.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do sistema WDJ0914+1914)

O planeta orbita a anã branca quente, o remanescente de uma estrela parecida com o Sol, a curta distância, fazendo com que sua atmosfera seja removida e forme um disco de gás ao redor da estrela. Este sistema único sugere como será o nosso próprio Sistema Solar em um futuro distante.

A equipe estudou cerca de 7.000 anãs brancas observadas pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e descobriu uma muito diferente das restantes. Ao analisar as variações sutis da radiação emitida pela estrela, eles descobriram indícios de elementos químicos em quantidades que nunca tinham sido antes observadas numa anã branca.

Para ter uma ideia melhor das propriedades desta estrela incomum, chamada WDJ0914+1914, a equipe observou-a com o instrumento X-shooter montado no VLT do ESO, no deserto chileno do Atacama. Estas observações de acompanhamento confirmaram a presença de hidrogênio, oxigênio e enxofre associados à anã branca. Ao estudar os detalhes nos espectros obtidos pelo X-shooter, a equipe descobriu que estes elementos se encontravam em um disco de gás em torno da anã branca e não na estrela propriamente dita. A única maneira de tal disco poder existir seria devido à evaporação de um planeta gigante.

As quantidades detectadas de hidrogênio, oxigênio e enxofre são semelhantes às encontradas nas profundas camadas atmosféricas de planetas gigantes e gelados, como Netuno e Urano. Se um tal planeta orbitasse perto da anã branca quente, a intensa radiação ultravioleta emitida pela estrela arrancaria as suas camadas mais exteriores e parte deste gás acabaria num disco girando em torno da anã branca. É este fenômeno que os cientistas pensam estar vendo em torno da WDJ0914+1914: o primeiro planeta em evaporação orbitando uma anã branca.

Combinando dados observacionais com modelos teóricos, a equipe de astrônomos do Reino Unido, Chile e Alemanha conseguiu obter uma ideia mais clara deste sistema único. A anã branca é pequena e extremamente quente, apresentando uma temperatura de 28.000 graus Celsius (o que corresponde a cinco vezes a temperatura do Sol). O planeta, por sua vez, é gelado e grande, pelo menos duas vezes o tamanho da estrela. Uma vez que descreve uma órbita muito próxima da estrela, completando uma translação em apenas 10 dias, os fótons de alta energia emitidos pela estrela estão gradualmente "soprando" a atmosfera do planeta. A maior parte do gás escapa, mas parte é puxado para um disco que gira em torno da estrela, a uma taxa de 3.000 toneladas por segundo. É este disco que faz com que o planeta do tipo de Netuno seja visível, o que não aconteceria de outro modo.

As estrelas como o nosso Sol queimam hidrogênio nos seus núcleos durante a maior parte das suas vidas. Quando gastam este combustível, crescem transformando-se em gigantes vermelhas, tornando-se centenas de vezes maiores e “engolindo” os planetas mais próximos. No caso do Sistema Solar, isso incluirá Mercúrio, Vênus e até a Terra, que serão consumidos pelo Sol em sua fase de gigante vermelha dentro de cerca de 5 bilhões de anos. Eventualmente, o Sol perderá as suas camadas mais exteriores, sobrando apenas um núcleo gasto e consumido, uma anã branca. Tais restos estelares podem ainda hospedar planetas e estima-se que existam muitos destes sistemas estelares na nossa Galáxia. No entanto, até agora os cientistas nunca tinham descoberto evidências de um planeta gigante sobrevivente em torno de uma anã branca. A detecção de um exoplaneta em órbita da WDJ0914+1914, situada a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra na constelação de Câncer, pode ser a primeira de muitas detecções deste tipo de sistemas.

De acordo com os pesquisadores, o exoplaneta orbita a anã branca a uma distância de apenas 10 milhões de km, ou 15 vezes o raio do Sol, o que teria correspondido ainda ao interior da gigante vermelha. A localização incomum do planeta sugere que em algum momento após a estrela se tornar uma anã branca, o planeta se deslocou para mais perto desta. Os astrônomos acreditam que esta nova órbita pode ter sido o resultado de interações gravitacionais com outros planetas no sistema, o que significaria que mais do que um planeta pode ter sobrevivido à violenta transição da sua estrela hospedeira.

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Remanescentes de supernova desconstruídos

Esta imagem composta de raios X (vermelho e verde) obtida pelo observatório de raios X Chandra da NASA e óptica (azul) obtida pelo Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) do National Optical Astronomy Observatory (NOAO)  revela a forma de gato produzida pelos restos de duas estrelas que explodiram na galáxia Grande Nuvem de Magalhães.

© Chandra/CTIO (remanescentes de supernova DEM L316)

Embora as conchas de gás quente pareçam estar colidindo, isso pode ser uma ilusão nos remanescentes de supernova denominado DEM L316.

Os espectros de raios X do Chandra mostram que a carcaça de gás quente na parte superior esquerda contém consideravelmente mais ferro que a da parte inferior direita. A alta abundância de ferro implica que esse remanescente da supernova é o produto de uma supernova do tipo Ia desencadeada pela absorção de matéria de uma estrela companheira por uma estrela anã branca.

Por outro lado, a abundância muito menor de ferro no remanescente da supernova inferior indica que era uma supernova tipo II produzida pela explosão de uma estrela jovem e massiva. Demora bilhões de anos para formar uma estrela anã branca, enquanto uma estrela jovem e massiva explodirá em alguns milhões de anos. A disparidade de idades nas estrelas progenitoras significa que é muito improvável que elas explodam muito perto uma da outra. A proximidade aparente dos restos é provavelmente o resultado de um alinhamento por acaso.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma fantasia passageira

Esta Imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra a NGC 5307, uma nebulosa planetária que se encontra a cerca de 10.000 anos-luz da Terra.

© Hubble (NGC 5307)

Esta nebulosa está localizada na constelação Centaurus, que pode ser vista principalmente no hemisfério sul. Uma nebulosa planetária é o estágio final de uma estrela semelhante ao Sol. Como tal, as nebulosas planetárias nos permitem um vislumbre do futuro do nosso próprio Sistema Solar.

Uma estrela como o nosso Sol irá, no final da sua vida, transformar-se numa gigante vermelha. As estrelas são sustentadas pela fusão nuclear que ocorre em seu núcleo, gerando energia. Os processos de fusão nuclear tentam constantemente separar a estrela. Apenas a gravidade da estrela impede que isso aconteça.

No final da fase gigante vermelha de uma estrela, estas forças se tornam desequilibradas. Sem energia suficiente criada pela fusão, o núcleo da estrela colapsa em si mesmo, enquanto as camadas da superfície são ejetadas para fora. Depois disso, tudo o que resta da estrela é o que vemos aqui: camadas exteriores brilhantes em torno de uma estrela anã branca, os remanescentes do núcleo da estrela gigante vermelha.

Este não é o fim da evolução desta estrela, estas camadas externas ainda estão se movendo e esfriando. Em apenas alguns milhares de anos elas se dissiparão, e tudo o que será deixado para ser visto é a anã branca que brilha.

Fonte: NASA

Uma anã branca “impossível” identificada nos dados do Kepler

As anãs brancas possuem uma variedade de tamanhos diferentes. Uma anã branca típica pode ter em torno de 0,6 da massa solar e surgir quando uma estrela isolada com algumas vezes a massa do Sol se expande em uma gigante vermelha, esgota seu suprimento de combustível e expele suas camadas externas.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de auto-lente gravitacional de par de estrelas)

Mas algumas anãs brancas observadas têm massas muito menores, entre 0,15 e 0,3 da massa solar. Para produzir uma massa remanescente tão pequena, a massa da estrela progenitora inicial também teria que ser muito baixa. Mas isso representa um problema: estrelas menores demoram mais para evoluir, então uma estrela de massa tão baixa precisaria mais do que a idade do Universo para exaurir seu suprimento de combustível!

Como a evolução estelar isolada não consegue explicar as anãs brancas de massa extremamente baixa, há uma outra explicação: as interações binárias. Neste cenário, a órbita próxima de duas estrelas em um binário resulta em material sendo retirado da estrela progenitora, acelerando sua perda de massa e permitindo que ela evolua para uma anã branca de baixa massa.

Até agora, esta explicação se encaixou  nas observações. Mas agora, a descoberta de uma nova anã branca de baixa massa está desafiando nossa compreensão.

Em uma nova pesquisa, uma equipe de cientistas liderada por Kento Masuda, da Universidade de Princeton, apresenta a descoberta do sistema binário KIC 8145411 a partir dos dados do Kepler. Este binário único é um dos cinco sistemas de auto-lentes conhecidos: um objeto no binário gravitacionalmente amplifica a luz do outro à medida que passa na frente uma vez por órbita.

Masuda e colaboradores usam observações de acompanhamento do Observatório Fred Lawrence Whipple, no Arizona, e do telescópio Subaru, no Havaí, para determinar as propriedades do sistema, confirmando que estamos analisando uma anã branca com massa solar de 0,2 que orbita uma estrela parecida com o Sol, eclipsando-a.

A órbita da KIC 8145411 é bastante ampla, a 1,28 UA (um período de ~ 450 dias), dez vezes mais ampla para a progenitora primária e a anã branca interagirem da maneira esperada.

Masuda e colaboradores discutem alguns mecanismos de formação propostos da existência desta anã branca, como interações com um objeto terciário ejetado ou engolido, mas nenhum deles é especialmente satisfatório.

Os autores apontam que tivemos apenas uma chance em 200 de detectar este sistema em particular, devido à sua orientação de perfil, o que provavelmente significa que a KIC 8145411 é apenas a ponta do iceberg. Novas pesquisas dedicadas podem revelar muito mais destes sistemas no futuro, ajudando explicar por que esta anã branca é possível, afinal de contas!

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

Encontradas duas estrelas anãs brancas que se orbitam em minutos

Duas estrelas mortas foram vistas orbitando uma à outra a cada sete minutos.

© Caltech/IPAC/R. Hurt (ilustração de um par de anãs brancas)

A descoberta celeste rara foi feita usando o ZTF (Zwicky Transient Facility) do Caltech (California Institute of Technology), no Observatório Palomar que varre rapidamente o céu noturno à procura de qualquer coisa que se mova, pisque ou varie de brilho.

O nova dupla dinâmica, oficialmente conhecida como ZTF J1539+5027, é o segundo par mais rápido de estrelas anãs brancas encontrado até hoje. O par é também o mais rápido "sistema binário eclipsante", o que significa que uma anã branca cruza repetidamente em frente da outra a partir do nosso ponto de vista. A natureza eclipsante das companheiras estelares é fundamental porque permite inferiri os tamanhos, as massas e os períodos orbitais das estrelas.

Cada uma das recém-descobertas anãs brancas tem aproximadamente o tamanho da Terra, uma sendo um pouco menor e mais brilhante que a outra, e juntas têm uma massa equivalente à do nosso Sol. Os dois objetos orbitam muito próximos um do outro, a um-quinto da distância entre a Terra e a Lua; na verdade, as estrelas em órbita cabiam dentro do planeta Saturno. E completam uma volta em torno da outra a cada sete minutos a velocidades de centenas de quilômetros por segundo.

"À medida que a estrela mais fraca passa em frente da mais brilhante, bloqueia a maior parte da luz, resultando no padrão cintilante de sete minutos que vemos nos dado do ZTF," disse o estudante Kevin Burdge do Caltech, autor principal do novo estudo sobre as estrelas. "A matéria está se prepararando para sair da anã branca, maior e mais leve, para a anã menor e mais pesada, que acabará por absorver completamente a sua companheira mais leve. Já vimos muitos exemplos de um tipo de sistema em que uma anã branca foi canibalizada pela sua companheira, mas raramente avistamos sistemas onde ainda estão se fundindo, como neste."

O par também é único por ser uma das poucas fontes conhecidas de ondulações no espaço e no tempo, ou seja, ondas gravitacionais que serão captadas pela futura missão espacial europeia LISA (Laser Interferometer Space Antenna), que deverá ser lançada em 2034. O LISA será semelhante ao LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), que fez história em 2015 ao efetuar a primeira detecção direta de ondas gravitacionais de um par de buracos negros em colisão. Mas o LISA detectará as ondas, no espaço, em frequências mais baixas.

O LISA encontrará dezenas de milhares de sistemas binários como este na nossa Galáxia, mas até agora só conhecemos alguns. E este sistema binário de anãs brancas é um dos mais bem caracterizados devido à sua natureza eclipsante.

O objeto raro foi detectado pela grande câmara de 576 megapixels do ZTF, que varre rapidamente todo o céu a cada três noites e a maior parte do plano da Via Láctea todas as noites. Burdge encontrou ZTF J1539+5027 executando um programa de computador que rastreou 10 milhões de objetos cósmicos, procurando mudanças durante um período de três meses. Assim que encontrou objetos candidatos com o ZTF, ele usou o NOAO (National Optical Astronomy Observatory) em Kitt Peak para acompanhar e encontrar os candidatos mais promissores. Observações posteriores com o Telescópio Hale de 200 polegadas, no Observatório Palomar, ajudaram a refinar as medições do novo sistema.

As anãs brancas começam as suas vidas como estrelas como o nosso Sol, exceto que estavam unidas como um par íntimo. À medida que as estrelas envelheceram, transformaram-se em gigantes vermelhas, embora não ao mesmo tempo. Com o tempo, as estrelas inchadas soltaram as suas camadas externas, deixando para trás duas estrelas mortas, as anãs brancas.

Às vezes estas anãs brancas binárias fundem-se numa única estrela, e outras vezes a órbita aumenta à medida que a anã branca mais leve é gradualmente destruída pela mais massiva. Mas ainda não os astrônomos não têm certeza do que acontecerá neste caso.

Outro mistério que os pesquisadores esperam responder no futuro envolve a temperatura da anã branca mais quente, estimada em 50.000 ºC, ou nove vezes mais quente do que o Sol. Pensa-se que esta anã branca seja tão quente porque está começando a absorver material da sua companheira, um processo que aquece este material a temperaturas escaldantes. Este processo de acreção é geralmente associado a raios X, mas os pesquisadores não estão detectando os mesmos.

Uma possibilidade é que os pontos de acreção na anã branca sejam maiores do que o normal, podendo resultar na emissão de luz ultravioleta e visível em vez de raios X.

A equipe diz que o par de anãs brancas, localizado a quase 8.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Boieiro, deverá continuar piscando no céu noturno por aproximadamente cem mil anos. Os astrônomos amadores até poderão observar o par como um único ponto no céu, piscando a cada sete minutos, com a ajuda de um telescópio com pelo menos um metro de tamanho.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: California Institute of Technology

Uma visão incomparável da Nebulosa do Caranguejo do Sul

Esta incrível imagem da Nebulosa do Caranguejo do Sul, em forma de ampulheta, foi captada para marcar o 29º aniversário do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (Nebulosa do Caranguejo do Sul)

A nebulosa, criada por um sistema estelar binário, é um dos muitos objetos que o telescópio espacial Hubble desmistificou ao longo de sua vida produtiva. Esta nova imagem aumenta nossa compreensão da nebulosa e demonstra as capacidades continuadas do telescópio.

Em 24 de abril de 1990, o telescópio espacial Hubble foi lançado no ônibus espacial Discovery. Desde então, revolucionou a forma como os astrônomos e o público em geral veem o Universo. As imagens que fornece são espetaculares do ponto de vista científico e puramente estético.

A cada ano, o telescópio dedica uma pequena parte de seu precioso tempo de observação para ter uma imagem de aniversário especial, focada na captura de objetos particularmente bonitos e significativos. A imagem deste ano é a Nebulosa do Caranguejo do Sul, e não é uma exceção. A Nebulosa do Caranguejo do Sul é assim chamada para distingui-la da mais conhecida Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova visível na constelação de Touro.

Esta peculiar nebulosa, que exibe estruturas aninhadas em formato de ampulheta, foi criada pela interação entre um par de estrelas no seu centro. O par desigual consiste em uma gigante vermelha e uma anã branca. A gigante vermelha está lançando suas camadas externas na última fase de sua vida antes de também viver seus últimos anos como uma anã branca. Parte do material ejetado da gigante vermelha é atraída pela gravidade de sua companheira.

Quando um número suficiente deste material expelido é puxado para a anã branca, também ejeta o material para fora em uma erupção, criando as estruturas que vemos na nebulosa. Eventualmente, a gigante vermelha terminará de jogar fora suas camadas externas e parará de alimentar a anã branca. Antes disso, também pode haver mais erupções, criando estruturas ainda mais complexas.

No passado, os astrônomos não conheciam em detalhes esta nebulosa. O objeto foi descrito pela primeira vez em 1967, mas foi considerado uma estrela comum até 1989, quando foi observado usando telescópios no Observatório La Silla do Observatório Europeu do Sul (ESO). A imagem resultante mostrou uma nebulosa extensa em forma de caranguejo, formada por bolhas simétricas de gás e poeira.

Estas observações mostraram apenas a ampulheta externa que emana de uma região central brilhante que não pôde ser resolvida. Não foi até que o Hubble observou a Nebulosa do Caranguejo do Sul em 1999, onde toda a estrutura apareceu. Esta imagem revelou as estruturas internas aninhadas, sugerindo que o fenômeno que criou as bolhas externas ocorreu duas vezes no passado (astronomicamente) recente.

É apropriado que o Hubble tenha retornado a este objeto vinte anos após sua primeira observação. Esta nova imagem contribui para a história de um objeto ativo em evolução e para a história da função do Hubble na nossa compreensão da evolução do Universo.

Fonte: ESA

Um momento fugaz

Uma bolha evanescente de gás brilhante se espalhando pelo espaço, a nebulosa planetária ESO 577-24 domina esta imagem captada pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (nebulosa planetária ESO 577-24)

As nebulosas planetárias foram inicialmente observadas por astrônomos no século XVIII, para os quais o brilho tênue e os contornos bem definidos destes objetos pareciam planetas do nosso Sistema Solar.

O débil e efêmero brilho que emana da nebulosa planetária ESO 577-24 é de curta duração, cerca de 10.000 anos, ou seja, um piscar de olhos em termos astronômicos.

Esta nebulosa planetária teve origem nos restos de uma estrela gigante vermelha morta que lançou as suas camadas exteriores para o espaço, tendo no mesmo momento dado origem a uma anã branca muito quente e pequena. Estes restos irão gradualmente arrefecer e desvanecer, estando atualmente vivendo os seus últimos dias, meros fantasmas da antes vasta gigante vermelha.

As gigantes vermelhas são estrelas no final das suas vidas que já gastaram o hidrogênio dos seus núcleos e começaram a contrair-se sob a enorme força da sua própria gravidade. À medida que a gigante vermelha se contrai, a enorme pressão torna a reacender o núcleo da estrela, fazendo com que esta lance as suas camadas mais exteriores para o espaço sob a forma de um poderoso vento estelar. O núcleo incandescente da estrela moribunda emite radiação ultravioleta suficientemente intensa para ionizar o material ejetado e fazê-lo brilhar. O resultado deste processo é o que chamamos uma nebulosa planetária, um último testamento fugaz a uma estrela anciã no final da sua vida. No momento em que evoluir para uma gigante vermelha, o nosso Sol terá atingido a idade venerável de 10 bilhões de anos. Não há, no entanto, motivo para pânico imediato, já que a atual idade do Sol é de apenas 5 bilhões de anos.

Esta bela nebulosa planetária foi descoberta durante o rastreio da National Geographic Society  — Palomar Observatory Sky Survey na década de 1950, tendo sido registada no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell em 1966. Os objetos astronômicos têm frequentemente uma variedade de nomes oficiais, com diferentes catálogos a dar-lhes diferentes designações. O nome formal deste objeto no Catálogo de Nebulosas Planetárias de Abell é PN A66 36.

Situado a cerca de 1.400 anos-luz de distância da Terra, o brilho fantasmagórico da ESO 577-24 só é visível através de um telescópio poderoso. À medida que a anã branca vai arrefecendo, a nebulosa continua a expandir-se no espaço, desaparecendo lentamente de vista.

Esta imagem foi obtida no âmbito do Programa Joias Cósmicas do ESO, uma iniciativa que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Dançando com o inimigo

Esta imagem mostra muitos detalhes do duo estelar que compõe a estrela binária R Aquarii.

© ESO (R Aquarii)

Apesar da maior parte das estrelas binárias estarem ligadas pela gravidade numa “graciosa valsa”, a relação entre as estrelas de R Aquarii é muito menos serena. Embora tenha um tamanho diminuto, a menor das duas estrelas do par está arrancando matéria de sua companheira moribunda, uma gigante vermelha.

Anos de observações revelaram-nos a estória peculiar por detrás desta estrela binária, visível no centro da imagem. A maior das duas estrelas, a gigante vermelha, é um tipo de estrela conhecida como variável Mira. No final das suas vidas, estas estrelas começam a pulsar, tornando-se 1.000 vezes mais brilhantes do que o Sol, à medida que os seus envelopes exteriores se expandem e são lançados para o espaço interestelar.

Os estertores de morte desta enorme estrela são já de si bastante impressionantes, no entanto a influência da sua companheira anã branca transforma esta intrigante situação astronômica num espectáculo cósmico algo "sinistro". A anã branca que é muito mais pequena, densa e quente que a gigante vermelha, ela está arrancando matéria das camadas exteriores da sua companheira maior. Podemos ver na imagem os jatos de material estelar expulsados pela gigante moribunda sendo lançados para o exterior de R Aquarii.

Ocasionalmente, a matéria que é coletada à superfície da anã branca é suficiente para dar origem a uma explosão termonuclear de nova, um evento dantesco que lança uma enorme quantidade de material para o espaço. Os restos de anteriores eventos de nova podem ser vistos na tênue nebulosa de gás que rodeia R Aquarii.

A R Aquarii situa-se a cerca de 650 anos-luz de distância da Terra e é uma das estrelas binárias simbióticas mais próximas de nós. Obter uma imagem das várias estruturas de R Aquarii foi o modo perfeito de testar as capacidades do ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter), um componente do instrumento caçador de planetas SPHERE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Os resultados obtidos excederam mesmo observações realizadas a partir do espaço; a imagem que aqui apresentamos é ainda mais nítida do que observações obtidas pelo famoso telescópio espacial Hubble.

O SPHERE foi desenvolvido durante anos de estudos e construção focados numa das mais excitantes e desafiantes áreas da astronomia: a busca de exoplanetas. Ao usar um sistema de óptica adaptativa de vanguarda e instrumento especializados como o ZIMPOL, o SPHERE consegue atingir o feito extraordinário de obter imagens diretas de exoplanetas. No entanto, as capacidades deste instrumento não se limitam à busca de exoplanetas elusivos. O SPHERE pode também ser usado para estudar uma variedade de fontes astronômicas, como pode ser visto por esta imagem impressionante das peculiaridades estelares de R Aquarii.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Estrela anã branca é orbitada por fragmentos planetários

O estudo, liderado por Paula Izquierdo, aluna de doutoramento do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna (ULL), aprofundou a análise de uma excepcional anã branca, que mostra trânsitos periódicos produzidos por fragmentos de um planetesimal dizimado.

© NASA/JPL-Caltech (disco de poeira e fragmentos planetários em torno de estrela)

As observações usadas para esta pesquisa foram obtidas com o Gran Telescopio Canarias (GTC) e com o telescópio Liverpool.

O estudo confirma a evolução contínua dos trânsitos produzidos pelos remanescentes de um planetesimal em órbita da anã branca WD 1145+017. Estes "detritos" passam em frente da estrela a cada 4,5 horas, bloqueando uma fração da luz da estrela. A interação contínua e a fragmentação destes detritos provocam grandes mudanças na profundidade e na forma dos trânsitos observados.

A WD 1145+017 é uma anã branca, o núcleo remanescente de uma estrela que esgotou o seu combustível nuclear. A maioria das anãs brancas têm massas menores que a do Sol e tamanhos semelhantes à Terra. Muitos estudos indicam que 95% de todas as estrelas no Universo terminarão as suas vidas como anãs brancas, entre elas o nosso próprio Sol.

O estudo deste sistema fornecerá informações sobre o futuro do nosso Sistema Solar. Por esse motivo, a WD 1145+017 é especial. É a primeira anã branca para a qual as mudanças no brilho devido a ocultações (parte da luz da estrela é bloqueada pelos fragmentos de um corpo rochoso numa órbita de 4,5 horas) foram detectadas, sofrendo colisões contínuas que vão resultar na sua desintegração.

Embora este sistema tenha sido apenas descoberto em 2015, já atraiu a atenção de um grande número de grupos de pesquisadores. Este estudo mais recente apresenta os primeiros dados espectroscópicos simultâneos, obtidos com o GTC (10,4 metros) e dados fotométricos do telescópio Liverpool (2 metros), ambos no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

"Quando o sistema está fora de trânsito, assumimos que detectamos 100% do fluxo, porque nada atrapalha a luz emitida pela anã branca," explica Izquierdo. "Mas quando os detritos planetários em órbita da estrela cruzam a nossa linha de visão, o que acontece durante um trânsito, a quantidade de luz que recebemos é reduzida. Essa redução é tão grande quanto 50% no trânsito mais profundo que observamos: grandes nuvens de poeira que sopram os fragmentos planetesimais são capazes de ocultar metade da luz da anã branca."

O estudo também confirma que os trânsitos na faixa visível da luz são "cinza". Ou seja, não há relação entre a profundidade dos trânsitos e as suas cores, o que faz com que os trânsitos sejam igualmente profundos nas cinco bandas de onda estudadas. Os autores discutem uma nova hipótese na qual a queda observada na quantidade de luz é devida a uma estrutura opticamente espessa, não a uma estrutura opticamente fina como proposto anteriormente.

"O trânsito mais profundo mostra uma estrutura complexa que pudemos modelar usando a superposição de diferentes nuvens de poeira, como se fosse produzido por seis fragmentos igualmente espaçados vindos dos planetesimais," explica Pablo Rodríguez-Gil, pesquisador do IAC e professor associado da ULL.

Entre os diferentes achados, a equipe observou uma redução na quantidade de absorção produzida pelo ferro durante o trânsito mais profundo detectado: "Parte dessa absorção, não tem origem na atmosfera da anã branca, mas num disco de gás que também orbita ao seu redor, de modo que demonstramos que o disco de fragmentos e de gás devem estar espacialmente relacionados," afirma Boris Gänsicke, astrônomo da Universidade de Warwick (Reino Unido).

Finalmente, usaram a distância da WD 1145+017, obtida pela missão Gaia da ESA, para determinar a massa, raio, temperatura e idade do sistema.

Um artigo foi publicado recentemente na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Até estrelas de nêutrons densas caem como uma pena

Aproveitando a extraordinária sensibilidade do GBT (Green Bank Telescope), os astrônomos fizeram o teste mais rigoroso, até agora, de uma das previsões de Albert Einstein sobre a gravidade.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração do sistema triplo PSR J0337+1715)

Ao rastrear precisamente as trajetórias de três estrelas num único sistema, duas estelas anãs brancas e uma estrela de nêutrons ultradensa, os pesquisadores determinaram que até as estrelas de nêutrons fenomenalmente compactas "caem" da mesma maneira que as suas homólogas menos densas, um aspeto da natureza chamado de "Princípio da Equivalência Forte" de Einstein.

A compreensão da gravidade de Einstein, conforme descrita na sua teoria geral da relatividade, prevê que todos os objetos caem à mesma proporção, independentemente da sua massa ou composição. Esta teoria foi amplamente testada aqui na Terra, mas será que ainda é verdadeira para alguns dos objetos mais massivos e densos do Universo, um aspeto da natureza conhecido como o Princípio da Equivalência? Uma equipe internacional de astrônomos deu a esta persistente questão o seu teste mais rigoroso de todos os tempos. Os seus achados mostram que o conhecimento de Einstein sobre a gravidade ainda prevalece, mesmo num dos cenários mais extremos que o Universo pode oferecer.

Retire todo o ar e um martelo e uma pena cairão à mesma velocidade, um conceito explorado por Galileu no final do século XVI e famosamente ilustrado na Lua pelo astronauta David Scott da Apollo 15.

Embora tivesse como base a física newtoniana, foi preciso a teoria da gravidade de Einstein para expressar como e porque é que isso acontece. As equações de Einstein passaram em todos os testes, desde cuidadosos estudos laboratoriais até observações de planetas no nosso Sistema Solar. Mas as alternativas à teoria geral da relatividade de Einstein preveem que objetos compactos com gravidade extremamente forte, como as estrelas de nêutrons, caem um pouco diferente dos objetos de menor massa. Esta diferença, preveem as teorias alternativas, seria devido à energia de ligação gravitacional do objeto compacto, a energia gravitacional que o mantém unido.

Em 2011, o GBT descobriu um laboratório natural para testar esta teoria em condições extremas: um sistema estelar triplo chamado PSR J0337+1715, localizado a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. Este sistema contém uma estrela de nêutrons numa órbita de 1,6 dias com uma estrela anã branca, e o par orbita outra anã branca mais distante a cada 327 dias.

Desde a sua descoberta que o sistema triplo tem sido observado regularmente pelo GBT, pelo WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) nos Países Baixos e pelo Observatório de Arecibo em Porto Rico. O GBT passou mais de 400 horas observando este sistema, obtendo dados e calculando como cada objeto se move em relação aos outros.

Como é que estes telescópios conseguiram estudar este sistema? Esta estrela de nêutrons em particular é na verdade um pulsar. Muitos pulsares giram com uma consistência que rivaliza alguns dos relógios atômicos mais precisos da Terra. "Como um dos radiotelescópios mais sensíveis do mundo, o GBT está preparado para captar estes leves pulsos de ondas de rádio com o objetivo de estudar a física extrema," acrescenta Lynch. A estrela de nêutrons neste sistema gira 366 vezes por segundo.

É possível determinar a posição da estrela de nêutrons até algumas centenas de metros. É uma determinação realmente precisa de onde a estrela de nêutrons esteve e para onde está indo.

Se as alternativas à gravidade de Einstein estivessem corretas, então a estrela de nêutrons e a anã branca interior cairiam de forma diferente em relação à anã branca exterior. "A anã branca interior não é tão massiva nem tão compacta quanto a estrela de nêutrons e, portanto, tem menos energia de ligação gravitacional," comenta Scott Ransom, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Através de meticulosas observações e de cálculos cuidadosos, a equipe foi capaz de testar a gravidade do sistema usando apenas os pulsos da estrela de nêutrons. Eles descobriram que qualquer diferença de aceleração entre a estrela de nêutrons e a anã branca interior é pequena demais para ser detectada.

Este resultado é dez vezes mais preciso do que o melhor teste anterior da gravidade, tornando as evidências do Princípio da Equivalência Forte de Einstein muito mais evidentes.

O resultados foram publicados num artigo na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto pulsar de raios X em órbita recorde

Cientistas que analisavam os primeiros dados da missão NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA encontraram duas estrelas que giram em torno uma da outra a cada 38 minutos.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de um pulsar e uma anã branca)

Uma das estrelas do sistema chamado IGR J17062–6143 (J17062, abreviado) é uma estrela superdensa e de rápida rotação a que chamamos pulsar. A descoberta confere ao par estelar o recorde do período orbital mais curto para uma determinada classe de sistema binário de pulsares.

Os dados do NICER também mostram que as estrelas do par J17062 estão apenas separadas por 300.000 quilômetros, menos do que a distância entre a Terra e a Lua. Com base no rapidíssimo período orbital e na separação do par, os cientistas envolvidos num novo estudo do sistema pensam que a segunda estrela é uma anã branca pobre em hidrogênio.

"Não é possível para uma estrela rica em hidrogênio, como o nosso Sol, ser a companheira do pulsar," comenta Tod Strohmayer, astrofísico do Goddard Space Flight Center. "Não conseguimos fazer encaixar uma estrela como essa numa órbita tão pequena."

Uma observação prévia de 20 minutos pelo RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) em 2008 só conseguiu estabelecer um limite inferior para o período orbital de J17062. O NICER, instalado a bordo da Estação Espacial Internacional em junho passado, pôde observar o sistema por períodos muito mais longos. Em agosto, o instrumento focou-se em J17062 por mais de sete horas ao longo de 5,3 dias. Combinando observações adicionais em outubro e novembro, a equipe de cientistas foi capaz de confirmar o período orbital recorde para um sistema binário contendo um AMXP (Accreting Millisecond X-ray Pulsar).

Quando uma estrela massiva passa a supernova, o seu núcleo colapsa num buraco negro ou numa estrela de nêutrons, pequena e superdensa, do tamanho de uma cidade, mas com mais massa do que o Sol. As estrelas de nêutrons são tão quentes que a luz que irradiam passa a porção incandescente do espetro visível e ultravioleta até aos raios X. Um pulsar é uma estrela de nêutrons que gira rapidamente.

A observação de J17062 executada em 2008 pelo RXTE descobriu pulsos recorrentes de raios X 163 vezes por segundo. Estes pulsos marcam a localização de pontos quentes ao redor dos polos magnéticos do pulsar, o que permitiu a determinação de quão rapidamente gira. O pulsar de J17062 gira a cerca de 9.800 rotações por minuto.

Pontos quentes formam-se quando o intenso campo gravitacional de uma estrela de nêutrons retira material de uma companheira estelar - em J17062, da anã branca - e é colocado num disco de acreção. A matéria no disco espirala para dentro, eventualmente chegando à superfície. As estrelas de nêutrons têm campos magnéticos fortes, de modo que o material aterra na superfície de forma desigual, viajando ao longo do campo magnético até aos polos onde produz os pontos quentes.

O constante bombardeamento de gás em queda faz com que os pulsares de acreção girem mais rapidamente. Enquanto giram, os pontos quentes entram e saem da vista de instrumentos de raios X como o NICER, que regista as flutuações. Alguns pulsares giram mais de 700 vezes por segundo. As flutuações de raios X dos pulsares são tão previsíveis que o SEXTANT (Station Explorer for X-ray Timing and Navigation Technology) já mostrou que podem servir como faróis para navegação autônoma em futuras naves espaciais.

Com o tempo, o material da estrela doadora é acumulado à superfície da estrela de nêutrons. Assim que a pressão desta camada cresce até ao ponto em que os seus átomos se fundem, ocorre uma reação termonuclear descontrolada, liberando a energia equivalente a 100 bombas de 15 megatoneladas que explodem sobre cada centímetro quadrado. Os raios X de tais explosões também pode ser captados pelo NICER, embora ainda não tenham sido vistas em J17062.

Os pesquisadores foram capazes de determinar que as estrelas de J17062 giram em torno uma da outra numa órbita circular, o que é comum para os AMXPs. A estrela doadora, anã branca, é um "peso leve", com mais ou menos 1,5% da massa do Sol. O pulsar tem muito mais massa, cerca de 1,4 massas solares, o que significa que as estrelas orbitam um ponto a cerca de 3.000 km do pulsar. É quase como se a estrela doadora orbitasse um pulsar estacionário, mas o NICER é sensível o suficiente para detectar a pequena flutuação na emissão de raios X do pulsar devido à atração gravitacional da anã branca.

"A distância entre nós e o pulsar não é constante," comenta Strohmayer. "Varia devido a este movimento orbital. Quando o pulsar está mais próximo, a emissão de raios X leva um pouco menos a chegar até nós do que quando está mais distante. O atraso é pequeno, apenas cerca de 8 milissegundos para a órbita de J17062, mas está bem dentro das capacidades de uma máquina sensível como o NICER."

A missão do NICER é fornecer medições de alta precisão para melhor estudar a física e o comportamento das estrelas de nêutrons. Outros dados do instrumento forneceram resultados sobre as explosões termonucleares de um objeto e exploraram o que acontece com o disco de acreção durante estes eventos.

"As estrelas de nêutrons são verdadeiros laboratórios de física nuclear, do ponto de vista terrestre," comenta Zaven Arzoumanian, astrofísico Goddard Space Flight Center e cientista chefe do NICER. "Não podemos recriar as condições das estrelas de nêutrons em qualquer parte do nosso Sistema Solar. Um dos principais objetivos do NICER é estudar a física subatômica que não é acessível em nenhum outro lugar."

Os resultados do estudo foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma pluralidade de singularidades no centro galáctico

Uma recente pesquisa informal descobriu que os astrônomos ainda não têm um bom nome coletivo para um grupo de buracos negros, mas eles precisam de um.

© NASA/Chandra (Sgr A* e binários de raios X)

Os círculos vermelhos nesta imagem de raio X do observatório Chandra identificam um grupo de uma dúzia de buracos negros que são membros de sistemas estelares binários. A dúzia de binárias de raios X remanescentes é identificada na versão rotulada da imagem usando círculos de cor vermelha. Outras fontes com quantidades relativamente grandes de raios X de alta energia são rotuladas em branco, e são na maior parte binárias contendo estrelas anãs brancas.

Com 5 a 30 vezes a massa do Sol, os binários de buracos negros estão aglomerados em cerca de 3 anos-luz do centro da nossa galáxia onde o buraco negro supermassivo identificado como Sagitário A* (Sgr A*) reside. Estudos teóricos da dinâmica de estrelas em galáxias indicaram que uma grande população de buracos negros de massa estelar - até 20.000 - poderia se deslocar para o interior ao longo do tempo em torno de Sgr A*.

Os círculos amarelos indicam fontes de raios X que provavelmente são estrelas de nêutrons menos massivas ou estrelas anãs brancas em sistemas estelares binários.

Os buracos negros sozinhos seriam invisíveis, mas como parte de um sistema estelar binário, eles criam material de sua companheira normal e geram raios X.

A certa distância do centro galáctico, o Chandra consegue detectar apenas o mais brilhante destes sistemas binários de buracos negros como fontes pontuais de raios X, sugerindo que muitos binários de buracos negros emissores de raios X mais fracos deveriam existir lá, ainda não detectados.

Embora a explicação do buraco negro seja plausível, não pode ser descartada a possibilidade de que cerca de metade das dúzias de fontes observadas sejam de uma população de pulsares de milissegundo, ou seja, estrelas de nêutrons muito velozes com fortes campos magnéticos.

Esta descoberta também poderia informar a futura pesquisa de ondas gravitacionais. Saber o número de buracos negros no centro de uma galáxia típica pode ajudar a prever melhor quantos eventos de ondas gravitacionais podem estar associados a eles.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Teoria da evolução estelar é desafiada

Um estudo de dados obtidos pelo telescópio espacial Kepler poderá desafiar a teoria da evolução estelar.

© Stéphane Charpinet (cartografia da estrutura estelar)

Os pesquisadores mapearam o interior de uma anã branca pulsante com precisão, como se a estrela tivesse sido cortada em seções transversais para estudar a sua composição. O mapa mostrou que as vibrações da estrela às vezes chegam até ao centro.

As anãs brancas são os remanescentes dos núcleos de quase 97% das estrelas no Universo. À medida que as estrelas morrem lentamente, arrefecendo inexoravelmente sob a forma de anãs brancas, sofrem períodos de instabilidade durante os quais vibram. Estes sismos estelares são a chave para ver diretamente o próprio interior destes remanescentes estelares.

A uma distância de 1.375 anos-luz da Terra, a luz que a anã branca KIC08626021, uma estrela com mais ou menos o tamanho da Terra, emite é quase invisível aos telescópios no solo. O telescópio espacial Kepler, no entanto, pode focar-se nela durante um período prolongado, resultando em imagens significativamente mais detalhadas.

O objetivo inicial dos astrônomos era verificar uma teoria sobre esta fase final do ciclo de vida de uma estrela. A teoria mostrou-se correta, mas as observações da equipe levaram a uma série de descobertas surpreendentes.

Ao examinar a estrela, localizada na fronteira das constelações de Cisne e Lira, os pesquisadores descobriram que o seu núcleo de carbono e oxigênio era duas vezes maior do que o previsto pela teoria. Esta é uma grande descoberta que forçará a reavaliação de como as estrelas morrem.

Embora KIC08626021 seja a primeira anã branca pulsante identificada pelo telescópio espacial Kepler, já foram descobertas aproximadamente outras 60.

Esta é uma grande descoberta que forçará a reavaliação de como as estrelas morrem.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Université de Liège

A nebulosa festiva do Hubble

O telescópio espacial Hubble captou o que parece um ornamento de férias colorido no espaço.

© Hubble (NGC 6326)

Na verdade, é uma imagem da NGC 6326, uma nebulosa planetária com mechas brilhantes de gás em efusão que são iluminadas por uma estrela central que se aproxima do fim de sua vida.

Quando uma estrela envelhece e a fase gigante vermelha de sua vida chega ao fim, ela começa a expulsar camadas de gás de sua superfície deixando atrás uma anã branca quente e compacta. Às vezes, esta ejeção resulta em padrões elegantemente simétricos de gás incandescente, mas a nebulosa planetária NGC 6326 é muito menos estruturada. Este objeto está localizado na constelação de Ara, o Altar, a cerca de 11 mil anos-luz da Terra.

As nebulosas planetárias são uma das principais maneiras pelas quais os elementos mais pesados ​​do que o hidrogênio e o hélio são dispersos no espaço após sua criação nos núcleos das estrelas. Eventualmente, alguns destes materiais externos podem formar novas estrelas e planetas.

Esta imagem foi criada através da Wide Field Planetary Camera 2 do telescópio espacial Hubble. As matizes vívidas em azul e vermelho são oriundas de material que inclui oxigênio ionizado e hidrogênio brilhante sob a ação da feroz radiação ultravioleta da estrela central ainda quente.

Fonte: ESA

O caso da anã branca encolhendo

Considere uma estrela parecida com o Sol, uma gigante vermelha e uma anã branca. Todas parecem bastante diferentes. Mas na verdade, uma estrela pode ser todas estas três ao longo de sua vida.

© F. Mereghetti (ilustração de anã branca e sua companheira)

Em cerca de 5 bilhões de anos, o Sol se transformará em uma gigante vermelha, inchando até alcançar a Terra. Então, cerca de um bilhão de anos depois, ela se expandirá muito longe e perderá suas camadas externas, deixando apenas seu núcleo quente e denso. Este núcleo será uma anã branca.

Muitas anãs brancas foram descobertas ao longo dos anos, mas um estudo recente apresentou a primeira evidência observacional de um anã branca se contraindo consistentemente nos últimos 2 milhões de anos.

De acordo com a teoria, uma anã branca típica pode encolher seu raio por várias centenas de quilômetros durante seu primeiro milhão de anos, mas nunca foi testemunhado este comportamento antes. "Por décadas, é teoricamente claro que anãs brancas jovens estão se contraindo," disse o astrofísico Sergei Popov, da Moscow State University.

Isto é em parte porque muitas anãs brancas observadas até agora são extremamente antigas, então acabaram de diminuir há muito tempo. Mas também é incrivelmente difícil para os astrônomos medir mudanças minúsculas no raio de uma anã branca, já que o núcleo estelar é muito distante e muito compacto. (Uma anã branca aproximadamente com massa do Sol teria o tamanho da Terra).

A estrela retraída é realmente parte de um sistema binário de raios X, o HD 49798/RX J0648.0-4418, que está localizado a cerca de 2.000 anos-luz de distância na constelação de Puppis. A equipe foi capaz de medir com precisão as mudanças na anã branca devido à singularidade do sistema binário que a anã branca estava literalmente iluminada, relativo ao acúmulo de matéria da estrela vizinha.

"Em outros sistemas semelhantes, o acréscimo é muito mais poderoso, conforme gira a anã branca torna-se impossível notar a beleza da contração," disse Popov.

A rotação da anã branca HD 49798/RX J0648.0-4418 não foi significativamente influenciada pela infaltração de gás da sua companheira. A equipe percebeu que qualquer alteração na taxa de rotação da anã branca provavelmente resultaria na mudança de tamanho.

O astrônomo Sandro Mereghetti, do Istituto Nazionale di Astrofisica em Milão, descobriu que a velocidade rotacional da anã branca não era apenas a mais rápida já observada para este remanescente, mas também acelerou nos últimos 20 anos. Ele descobriu que o período original de 13 segundos da anã branca, está diminuindo em cerca de sete nanosegundos por ano.

Embora alguns nanossegundos por ano possam não parecer muito, para um objeto tão massivo e comprimido como uma anã branca, isso corresponde a uma mudança significativa no momento angular, algo que não poderia ser realizado através da acumulação de matéria. Em vez disso, os pesquisadores demonstraram que o giro mais rápido da anã branca poderia ser facilmente explicado se a estrela estivesse se contraindo, bem como a forma como um patinador gira mais rápido quando ele fecha os braços.

Com base em cálculos evolutivos, os pesquisadores determinaram que a anã branca tem cerca de 2 milhões de anos de idade. E a teoria prevê que deveria encolher em cerca de um centímetro por ano, o que se encaixa perfeitamente com o aumento da taxa de rotação observada pela equipe.

"Graças a esta descoberta, os astrofísicos poderão estudar e avaliar os padrões de evolução de anãs brancas jovens e buscar com sucesso sistemas similares na galáxia", disse Popov.

Se os astrônomos puderem localizar outros sistemas como o HD49798/RX J0648.0-4418, eles não só aprenderão mais sobre como as anãs brancas jovens evoluem, mas também poderão explorar ainda mais a função da acreção nestes sistemas.

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

Fonte: Astronomy

Morte prematura de estrela é confirmada

Um grupo de astrônomos brasileiros observou uma dupla de objetos celestes bastante rara na Via Láctea, composta por uma anã branca de baixíssima massa e uma anã marrom.

© UCL/Mark Garlick (ilustração de sistema binário contendo anã branca e anã marrom)

Ao analisá-las mais detidamente foi constatado algo incomum: a anã branca, que corresponde ao estágio final de uma estrela de massa intermediária (com aproximadamente 0,5 a 8 vezes a massa do Sol), teve sua trajetória interrompida precocemente por sua companheira, uma anã marrom, que a abateu prematuramente por perda de matéria.

As observações, realizadas entre 2005 e 2013 no Observatório do Pico dos Dias em Brazópolis (MG) e no banco de dados públicos do telescópio William Herschel, localizado nas Ilhas Canárias.

O sistema binário  HW Vir, HS 2231+2441, é relativamente raro, ele é composto por uma anã branca que tem entre dois e três décimos da massa do Sol e uma temperatura superficial de 28,5 mil Kelvin e uma anã marrom que possui massa entre 36 a 46 massas de Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Os pesquisadores derivaram duas soluções possíveis para HS 2231+2441, fornecendo as massas das componentes: M₁ = 0,19 M⊙ e M₂ = 0,036 M⊙ ou M₁ = 0,288 M⊙ e M₂ = 0,046 M⊙.

Este tipo de sistema binário fornece uma maneira direta de medir as propriedades fundamentais, tais como: as massas e osraios de seus componentes, portanto, são cruciais para estudar a formação de estrelas sdB (subanã de tipo espectral B) e anãs brancas de baixa massa, a fase de envelope comum e a pré-fase das variáveis ​​cataclísmicas.

Ela começou a interagir não só gravitacionalmente, mas também transferir massa para sua companheira. Esta transferência de massa da estrela mais massiva, que é o objeto primário, para sua companheira, que é o objeto secundário, ocorreu de forma desenfreada e instável e em um curto espaço de tempo. O objeto secundário foi atraído e englobado pela atmosfera do primário, chamada de envelope, onde começou a orbitar. Durante este processo de atração, o objeto secundário perdeu o momento angular orbital (grandeza física associada ao movimento de translação de um corpo) devido ao choque e ao atrito com o envelope do objeto primário, que foi transformado em energia cinética para o envelope.

Quando a energia transferida pelo objeto secundário chegou a um ponto em que superou a força gravitacional que mantinha o envelope preso ao núcleo do objeto primário, ocorreu uma grande ejeção de matéria do sistema, deixando o objeto primário despido, com apenas seu núcleo de hélio exposto. Como a matéria ejetada corresponde a uma grande parcela da massa do objeto primário, ela teve sua morte prematura decretada uma vez que, nesta condição, não conseguiu queimar mais hélio de seu núcleo e gerar luz própria. Por isso, passou a ser considerada uma anã branca.

A atual anã marrom, também deve ter ganhado um pouco de matéria quando dividiu o envelope com a anã branca, mas que não foi suficiente para chegar a ser uma nova estrela.

Antes de ser rebaixada a esta condição, a anã branca era uma estrela normal. Por ser mais massiva do que sua companheira ela evoluiu mais rapidamente, gerando um núcleo de hélio ao queimar hidrogênio durante sua existência. Durante a queima de hidrogênio de forma acelerada na camada que envolve o núcleo de hélio, a estrela caminhava rumo à categoria de gigantes vermelhas, que é a trajetória natural de estrelas do tipo solar, e pode ter atingido um raio maior que a distância da Terra ao Sol (cerca de 150 milhões de quilômetros).

A descoberta deste sistema binário, composto por um objeto com seu núcleo exposto orbitando em torno de outro objeto frio em um curto período de tempo, de aproximadamente três horas, poderá contribuir para entender melhor como objetos quentes e compactos como as anãs brancas de baixa massa, descobertas há pouco tempo, são gerados.

Esta classe de objetos mortos só pode ser formada dentro de sistemas binários, considerando a idade do Universo. Cerca da metade das estrelas de baixa massa na Via Láctea são sistemas binários. Entre as estrelas de alta massa, este índice chega a quase a totalidade e 75% deles vão interagir de alguma forma, como troca de matéria, acréscimo da velocidade de rotação das componentes e fusão. Por isso sistemas binários são cruciais para entendermos o ciclo de vida das estrelas.

Fonte: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

Progenitora da Supernova de Tycho não era quente nem luminosa

Uma equipe internacional de cientistas da Universidade de Monash (Melbourne, Austrália), das Universidades de Townson e Pittsburgh (EUA) e do Instituto Max Planck para Astrofísica, lançou nova luz sobre as origens da famosa supernova de Tycho.

© Chandra/DSS (remanescente de supernova de Tycho)

A pesquisa desmantela a visão comum de que a supernova de Tycho teve origem em uma anã branca, que acretava lentamente matéria da sua companheira num sistema binário.

As supernovas do Tipo Ia (SNe Ia) servem como "velas padrão" da cosmologia observacional moderna; também desempenham um papel vital na evolução química galáctica. No entanto, a origem destas gigantescas explosões cósmicas permanece incerta. Embora exista um consenso quase universal de que as SNe Ia sejam resultado da interrupção termonuclear de uma anã branca, composta por carbono e oxigênio, atingindo o limite de massa de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol), a natureza exata das suas progenitoras é ainda desconhecida. A anã branca pode estar acumulando gradualmente matéria de uma estrela companheira, alcançando assim o limite de massa de Chandrasekhar, e a partir deste ponto começar a fuga nuclear; ou a explosão nuclear pode ser desencadeada pela fusão de duas anãs brancas num sistema binário compacto. Estes dois cenários diferem dramaticamente ao nível de emissão eletromagnética esperada da progenitora durante os milhões de anos que antecedem a explosão.

Uma anã branca que acumula material da estrela companheira torna-se uma fonte abundante de raios X e radiação UV extrema, o canônico cenário de acreção implica uma progenitora quente e luminosa que ioniza todo o gás circundante dentro de um raio de  aproxidamente 10 a 100 parsecs (cerca de 300 anos-luz), a chamada esfera de Strömgren. Depois da anã branca desencadear a explosão de supernova, a fonte da emissão ionizante desaparece. No entanto, o gás interestelar demora muito tempo para se recombinar e para se tornar novamente neutro, uma nebulosa ionizada continuará existindo em torno da supernova até mais ou menos 100.000 anos após a explosão. Assim, a detecção de pequenas quantidades de gás neutro na vizinhança da supernova pode ajudar a colocar restrições sobre a temperatura e luminosidade da progenitora.

Há 445 anos, Tycho Brahe observou uma nova estelar no céu noturno. Mais brilhante que Vênus quando apareceu pela primeira vez, desvaneceu ao longo do ano seguinte. Hoje, sabemos que Tycho tinha observado uma perturbação nuclear de uma anã branca, uma supernova do Tipo Ia. Graças à sua história e proximidade relativa com a Terra, a supernova de Tycho é um dos exemplos mais bem documentados de uma supernova do Tipo Ia.

A partir de observações ópticas do remanescente de supernova, nota-se que hoje ainda se expande para o gás principalmente neutro. Assim, usando o próprio remanescente como uma sonda do seu ambiente, foi possível excluir progenitoras luminosas e quentes que teriam produzido uma esfera de Strömgren maior que o raio do remanescente atual (~3 parsecs). Isto exclui, conclusivamente, anãs brancas que queimam, estavelmente, combustível nuclear (fontes de raios X), bem como a emissão de disco de uma anã branca com a massa de Chandrasekhar que acumularia mais de uma massa solar em aproximadamente 100 milhões de anos (novas recorrentes). A ausência de uma circundante esfera de Strömgren é consistente com a fusão de um binário composto por duas anãs brancas, embora outros cenários mais exóticos também sejam possíveis.

A pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astrophysics

A anã branca que sobreviveu

Uma anã branca encontrada recentemente poderia ser o remanescente de uma explosão de supernova tipo Ia com falha.

© ESO/M. Kornmesser (gás canalizado para anã branca de uma companheira estelar)

Uma das características que tornam as supernovas de tipo Ia interessantes para a ciência, além do fato de estarem explodindo estrelas cuja luz brilha 5 bilhões de vezes mais do que o nosso Sol, é que todas elas têm o mesmo brilho intrínseco. Isso significa que elas atuam como pontos de referência espalhados pelo Universo, possibilitando usá-las para medir distâncias. Uma vez que uma delas aparece em uma galáxia distante, um observador pode apenas medir o quão brilhante a estrela explosiva parece ser e determinar quão distante a supernova na galáxia hospedeira deve estar para que pareça tão fraca.

A razão por que os brilhos destes eventos são tão confiáveis ​​é porque eles são todos criados quando uma anã branca rouba muito material de uma estrela companheira. Quando a anã branca atinge 1,4 massas solares, o limite Chandrasekhar, sua pressão interna provoca uma reação nuclear em cadeia que destrói a anã branca.

As descobertas recentes mostram que as supernovas tipo Ia nem sempre ocorrem de forma semelhante à do relógio. Às vezes, as coisas ficam bagunçadas ao longo do caminho e a explosão não oblitera completamente a anã branca, resultando em supernovas subliminares. Os astrônomos pensam que estas detonações fracassadas estão atrás de uma subclasse denominada tipo Iax - com 53 objetos conhecidos em uma contagem recente - que apresentam menor luminosidade, velocidades de ejeção mais baixas e características mais variáveis ​​do que as supernovas de tipo Ia normais.

Um grupo internacional de astrônomos identificou uma pequena estrela chamada LP 40-365 que pode ser o restante de uma anã branca depois de uma destas explosões.

Estima-se que a LP 40-365 tem apenas 0,14 massa solar e é apenas 8% da largura do Sol, ou aproximadamente 8 vezes maior que a Terra. A análise espectral mostra uma ausência de hidrogênio, hélio e carbono na superfície. Isso poderia ser consistente com uma anã branca que expulsou ao espaço o que restava das camadas externas de hidrogênio e hélio da estrela em uma supernova subluminante. O carbono poderia ter sido convertido em elementos mais pesados, ou talvez colapsasse no fundo do núcleo.

Esta detonação gerou um cadáver de uma estrela parecida com o Sol, que está viajando a uma velocidade maior do que a velocidade de escape da Via Láctea.

O astrônomo Stephane Vennes, da Czech Academy of Sciences, admite que existam outras formas de impulsionar uma estrela a uma velocidade muito alta, como um encontro com o centro galáctico ou instabilidades dinâmicas em um sistema triplo, mas tampouco poderia explicar a estranha superfície deste objeto.

Este processo incompleto pode gerar estrelas zumbis. Na Via Láctea podem existir muitas estrelas zumbis,  com uma taxa esperada de criação de uma em cada 300 a 1.000 anos.

O novo estudo também contribui para um longo debate sobre a origem das supernovas tipo Ia. Há dois cenários principais aceitos para produzir uma destas explosões poderosas. Em um deles, chamado de modelo de degeneração única, o gás é canalizado para anã branca de uma companheira estelar comum até atingir o limite de Chandrasekhar. No segundo modelo, chamado de modelo de dupla degeneração, duas anãs brancas se fundem, atingindo uma massa instável que desencadeia a explosão.

  A descoberta deste remanescente putativo de supernova é consistente com o modelo de degeneração única. A matéria deverá ser totalmente consumida na fusão de duas anãs brancas e a explosão subsequente. Uma situação de degeneração única, no entanto, deve às vezes deixar um remanescente com propriedades semelhantes às da anã branca LP 40-365.

Fonte: Science

Observando um relacionamento estelar volátil

Na biologia, a "simbiose" refere-se a dois organismos que vivem próximos e interagem entre si. Os astrônomos estudaram há muito tempo uma classe de estrelas simbióticas, que coexistem de maneira semelhante.

© CfA/Chandra/Mt. Lemmon SkyCenter (R Aquarii)

Usando dados do observatório de raios X da Chandra da NASA e outros telescópios, os astrônomos estão adquirindo uma melhor compreensão de quão volátil pode ser este relacionamento estelar próximo.

A R Aquarii (R Aqr, na forma abreviada) é uma das mais conhecidas estrelas simbióticas. Localizada na constelação de Aquarius, ela está uma distância de cerca de 710 anos-luz da Terra, suas mudanças de brilho foram percebidas a olho nu há quase mil anos. Desde então, os astrônomos estudaram este objeto e determinaram que R Aqr não é uma estrela, mas duas: uma anã branca pequena e densa e uma estrela vermelha e gigante.

A estrela gigante vermelha tem suas próprias propriedades interessantes. Em bilhões de anos, nosso Sol se transformará em uma gigante vermelha uma vez que esvazie o combustível nuclear de hidrogênio em seu núcleo e começa a se expandir e esfriar. A maioria das gigantes vermelhas são plácidas, mas algumass pulsam com períodos entre 80 e 1.000 dias como a estrela Mira e sofrem grandes mudanças de brilho. Este subconjunto de gigantes vermelhas é chamado de "variáveis ​​Mira".

A gigante vermelha em R Aqr é uma variável de Mira e sofre mudanças constantes no brilho por um fator de 250 durante sua pulsação, ao contrário de sua companheira anã branca que não pulsa. Há outras diferenças marcantes entre as duas estrelas. A anã branca é cerca de dez mil vezes mais fraca do que a gigante vermelha. A anã branca tem uma temperatura superficial de cerca de 20.000 K enquanto a variável Mira tem uma temperatura de cerca de 3.000 K. Além disso, a anã branca é um pouco menos massiva do que sua companheira, mas porque é muito mais compacta, o campo gravitacional é mais forte. A força gravitacional da anã branca absorve as camadas externas da variável Mira.

Ocasionalmente, material suficiente se acumulará na superfície da anã branca para desencadear a fusão termonuclear de hidrogênio. A liberação de energia deste processo pode produzir uma nova, uma explosão assimétrica que sopra as camadas externas da estrela em velocidades de dezesseis milhões de quilômetros por hora ou mais, bombeando energia e material para o espaço. Um anel externo de material fornece pistas sobre esta história de erupções. Os cientistas pensam que uma nova explosão no ano 1073 produziu este anel. A evidência para esta explosão vem de dados de telescópio óptico, de registros coreanos de uma estrela na posição de R Aqr em 1073 e informações de núcleos de gelo da Antártida. Um anel interno foi gerado por uma erupção no início dos anos 1770. Os dados ópticos (vermelho) em uma nova imagem composta de R Aqr mostram o anel interno. O anel externo é aproximadamente duas vezes maior do que o anel interno, mas é muito fraco para ser visível nesta imagem.

Em 1999 com o lançamento do Chandra, os astrônomos começaram a usar o telescópio de raios X para monitorar o comportamento de R Aqr, dando-lhes uma melhor compreensão do seu comportamento nos últimos anos. Os dados do Chandra (azul) nesta imagem composta revelam um jato de emissão de raios X que se estende para a parte superior esquerda. Os raios X provavelmente foram gerados por ondas de choque causadas ​​pelo material envolvente que atinge o jato.

Como os astrônomos fizeram observações da R Aqr com Chandra ao longo dos anos, em 2000, 2003 e 2005, eles viram mudanças neste jato. Especificamente, as bolhas de emissão de raios X estão se afastando do par estelar a velocidades de cerca de 2,25 e 3 milhões de quilômetros por hora. Apesar de viajar a uma velocidade mais lenta do que o material ejetado pela nova, os jatos encontram pouco material e não diminuem a velocidade. Por outro lado, a questão da nova varrer muito mais material e diminuir significativamente, é explicado devido os anéis não serem muito maiores do que os jatos.

© CfA (evolução dos jatos na R Aqr)

Usando as distâncias das bolhas do binário e assumindo que as velocidades permaneceram constantes, uma equipe de cientistas do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) em Cambridge, Massachusetts, estimou que as erupções nas décadas de 1950 e 1980 produziram as gotas. Estas erupções foram menos energéticas e não tão brilhantes quanto a nova explosão em 1073.

Em 2007, uma equipe liderada por Joy Nichols do CfA relatou a possível detecção de um novo jato em R Aqr usando os dados Chandra. Isso implica que outra erupção ocorreu no início dos anos 2000. Se estes eventos menos poderosos e mal compreendidos repetirem a cada poucas décadas, o próximo será devido nos próximos 10 anos.

Alguns sistemas de estrelas binárias contendo anãs brancas foram observados para produzir novas explosões em intervalos regulares. Se R Aqr é uma destas novas recorrentes, e o espaçamento entre os eventos 1073 e 1773 se repete, a nova explosão não deve ocorrer novamente até a década de 2470. Durante este evento, o sistema pode se tornar várias centenas de vezes mais brilhante, tornando-o facilmente visível a olho nu e colocando-o entre as várias dezenas de estrelas mais brilhantes.

Um acompanhamento próximo deste casal estelar será importante para tentar entender a natureza de sua relação volátil.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics