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

Estrutura poeirenta explica o desaparecimento de uma estrela distante

As estrelas morrem e desaparecem de vista a toda a hora, mas os astrônomos ficaram intrigados quando uma estrela que se tinha mantido estável durante mais de uma década quase desapareceu durante oito meses.

© ChatGPT 5 (ilustração do sistema ASASSN-24fw)

Entre o final de 2024 e o início de 2025, uma estrela da nossa Galáxia, designada por ASASSN-24fw, diminuiu o seu brilho em cerca de 97%, antes de aumentar novamente. Desde então, os cientistas têm vindo a trocar teorias sobre o que estará por detrás deste acontecimento raro. A ASASSN-24fw é uma estrela de classe F, uma estrela um pouco mais massiva do que o nosso Sol e com cerca do dobro do tamanho, e está localizada a cerca de 3.000 anos-luz da Terra.

Agora, uma equipe internacional liderada por cientistas da Universidade do Estado do Ohio, EUA, poderá ter encontrado uma resposta para o mistério. Num novo estudo, os astrônomos sugerem que, uma vez que a cor da luz da estrela permaneceu inalterada durante o seu escurecimento, o evento não foi causado por uma qualquer evolução da estrela, mas sim por uma grande nuvem de poeira e gás em torno da estrela que ocultou a visão da Terra.

Os pesquisadores estimam que a nuvem em forma de disco que a rodeia tem cerca de 1,3 unidades astronômicas (UA) de diâmetro, uma distância ainda maior do que a que separa o Sol do nosso planeta (1 UA é a distância entre o centro da Terra e o centro do Sol).

Este disco também é provavelmente constituído por grandes aglomerados de carbono ou água gelada, com dimensões próximas das de um grande grão de poeira encontrado na Terra. Este material é suficientemente semelhante aos discos de formação planetária para que o seu estudo possa fornecer novos conhecimentos sobre a formação e evolução estelar.

No entanto, estas descobertas por si só não explicam todas as anomalias do sistema. Ao invés, os pesquisadores pensam que uma estrela menor e mais fria pode também orbitar ASASSN-24fw, o que faria dele um sistema binário oculto. A segunda estrela, que é muito mais fraca e menos massiva, pode estar provocando as mudanças na geometria que levam aos eclipses.

O sistema foi descoberto no âmbito do projeto ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae), uma rede de pequenos telescópios que monitoram todo o céu noturno visível. Desde a sua criação, há mais de uma década, que o ASAS-SN já recolheu cerca de 14 milhões de imagens do cosmos.

De acordo com a equipe, o sistema ASASSN-24fw deverá passar por um eclipse aproximadamente a cada 43,8 anos, sendo que o próximo só deverá ocorrer por volta de 2068. Serão utilizados telescópios maiores, como o telescópio espacial James Webb e o LBT (Large Binocular Telescope), para fazer observações mais completas do sistema à medida que este regressa ao brilho total.

Um artigo foi publicado no periódico The Open Journal of Astrophysics.

Fonte: The Ohio State University

A evolução de uma estrela moribunda durante mais de um século

Pela primeira vez, os cientistas seguiram diretamente a lenta transformação de uma estrela moribunda ao longo de mais de um século, revelando que está aquecendo mais depressa do que qualquer outra estrela típica alguma vez observada.

© Hubble (IC 418)

A imagem acima mostra a nebulosa planetária IC 418 em cores falsas, obtida pelo telescópio espacial Hubble em 1999.

A pesquisa rastreia 130 anos de mudanças na nebulosa planetária IC 418, uma concha brilhante de gás e poeira expelida por uma estrela moribunda a cerca de 4.000 anos-luz da Terra.

Reunindo observações que remontam a 1893, quando os astrônomos registaram pela primeira vez a nebulosa através de um telescópio, até aos dias de hoje, os cientistas descobriram que a característica luz verde da nebulosa, emitida pelos átomos de oxigênio, se tornou cerca de 2,5 vezes mais forte desde que os astrônomos vitorianos a estudaram pela primeira vez.

Esta mudança está sendo impulsionada pela subida da temperatura da estrela central, que aumentou cerca de 3.000° C desde 1893, ou seja, aproximadamente 1.000° C a cada 40 anos. Para comparação, o Sol aumentou o mesmo valor durante a sua formação, mas demorou 10 milhões de anos a fazê-lo.

No entanto, embora a estrela esteja aquecendo mais depressa, continua sendo mais lentamente do que os modelos mais recentes previam. Isto desafia as teorias atuais sobre a forma como as estrelas envelhecem e morrem, e pode forçar os astrônomos a repensar as massas das estrelas capazes de produzir carbono.

Uma nebulosa planetária assinala uma das fases finais da vida de uma estrela. À medida que o núcleo da estrela se torna instável, libera as suas camadas exteriores para o espaço. O núcleo remanescente aquece rapidamente, energizando o gás e a poeira circundantes para formar belas estruturas. No caso de IC 418, isto cria uma estrutura intrincada e rodopiante, que lhe valeu a alcunha de "Nebulosa do Espirógrafo". O nosso Sol terá o mesmo destino daqui a cerca de 5 bilhões de anos.

Ao passo que as nebulosas planetárias normalmente evoluem de forma lenta, os pesquisadores descobriram que IC 418 está evoluindo depressa o suficiente para ser seguida durante uma vida humana. Isto faz com que seja a transformação mais prolongada e rápida alguma vez registada numa nebulosa planetária, e possivelmente em qualquer estrela.

Os astrônomos verificaram, calibraram e combinaram os dados antes de os compararem com modelos detalhados de evolução estelar. Isto permitiu-lhes medir o ritmo de aquecimento da estrela, determinar a sua massa atual e até estimar a massa da estrela antes de começar a sua transformação.

As descobertas oferecem uma visão rara de como as nebulosas planetárias evoluem e sugerem que o céu noturno pode mudar muito mais depressa do que normalmente pensamos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: The University of Manchester

As primeiras estrelas eram realmente tão grandes?

Turbulência caótica em nuvens primordiais de gás pode ter impedido a formação de estrelas extremamente massivas, de acordo com novas simulações de astrônomos taiwaneses.

© NOIRLab (campo de estrelas no Universo primitivo)

Esta ilustração mostra um campo de estrelas como elas teriam aparecido apenas 100 milhões de anos após o Big Bang.

O Universo primitivo consistia principalmente de hidrogênio e hélio, que, ao contrário de elementos mais pesados, não irradiam muito. As nuvens de gás que seriam os berços das estrelas, portanto, tiveram dificuldade para resfriar o suficiente para a formação de estrelas, a força da gravidade teve que agir contra a alta pressão do gás.

É por isso que a maioria dos astrônomos acredita que as primeiras estrelas do Universo devem ter sido verdadeiros gigantes, centenas de vezes mais massivas que o Sol. Mas, de acordo com Ke-Jung Chen (Instituto de Astronomia e Astrofísica da Academia Sinica, Taiwan) e seus colegas, essa imagem simples está incompleta. Suas simulações detalhadas de computador revelam que essas nuvens em colapso experimentaram turbulência supersônica, com a maior parte do gás se movendo a cinco vezes a velocidade do som. As ondas de choque resultantes fragmentaram nuvens maiores em pedaços menores e até ajudaram a gravidade a superar a pressão do gás.

Para chegar a essa conclusão, a equipe adaptou o IllustrisTNG, uma simulação computacional do nosso cosmos. Os pesquisadores se concentraram em uma única concentração de massa no Universo primordial, o chamado diminuto halo de matéria escura, com cerca de 10 milhões de massas solares. Usando uma técnica chamada divisão de partículas, eles conseguiram rastrear partículas de apenas 0,2 massas solares (minúsculas em comparação com a simulação original, que possui partículas de 84.000 massas solares). A simulação ampliada revelou que o gás em queda torna-se altamente turbulento em escalas de centenas de anos-luz, resultando em múltiplos aglomerados densos que geram estrelas tão pequenas quanto oito massas solares.

© IllustrisTNG (simulação computacional do cosmos)

Esta imagem 3D mostra vários aglomerados densos de gás no centro do halo, representados como bolhas amarelas a vermelhas. Um desses aglomerados tornou-se denso o suficiente para começar a colapsar sob sua própria gravidade, um processo chamado instabilidade de Jeans. Ele está formando uma estrela de primeira geração (Pop III) com uma massa de cerca de 8 vezes a do nosso Sol.

Os resultados indicam que a turbulência supersônica pode ser comum em halos primordiais e pode desempenhar um papel crucial na fragmentação em escala de nuvens, fornecendo uma maneira de formar as primeiras estrelas menos massivas. No entanto, a simulação computacional não incorpora processos de radiação, algo que realmente não pode ser ignorado nessas escalas.

Nos últimos anos, surgiram outros indícios de que estrelas extremamente massivas devem ter sido relativamente raras no Universo primitivo. Espera-se que estrelas entre 80 e 260 massas solares terminem suas breves vidas nas chamadas supernovas de instabilidade de par, que devem deixar traços reveladores na composição das gerações subsequentes de estrelas. No entanto, essas impressões digitais químicas se mostram menos abundantes do que o esperado. Essas novas simulações computacionais podem explicar o porquê.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

Luz ultravioleta revela as consequências de uma rara colisão de estrelas

Astrônomos obtiveram evidências convincentes de que uma anã branca próxima é o remanescente da fusão de duas estrelas, uma descoberta estelar rara revelada através de observações ultravioletas, pelo telescópio espacial Hubble, do carbono na atmosfera quente da estrela.

© Snehalata Sahu (fusão entre uma anã branca com uma estrela subgigante)

As anãs brancas são os núcleos densos deixados para trás quando as estrelas esgotam o seu combustível e entram em colapso. São brasas estelares do tamanho da Terra, com tipicamente metade da massa do Sol, constituídas por núcleos de carbono-oxigênio com camadas superficiais de hélio e hidrogênio. Embora as anãs brancas sejam comuns no Universo, as que têm uma massa excepcionalmente elevada (mais do que o Sol) são raras e enigmáticas.

Astrônomos da Universidade de Warwick relatam as suas investigações sobre uma anã branca de elevada massa conhecida, situada a 130 anos-luz de distância, denominada WD 0525+526. Com uma massa 20% superior à do nosso Sol, WD 0525+526 é considerada "ultramassiva" e a forma como esta estrela se formou não é totalmente compreendida.

Uma anã branca deste tipo poderia formar-se a partir do colapso de uma estrela massiva. No entanto, dados ultravioleta do telescópio espacial Hubble revelaram que WD 0525+526 tem pequenas quantidades de carbono subindo do seu núcleo para a sua atmosfera rica em hidrogênio, sugerindo que esta anã branca não teve origem numa única estrela massiva.

À luz óptica, WD 0525+526 parece uma anã branca pesada, mas normal. No entanto, através de observações no ultravioleta obtidas com o Hubble, foi possível detectar fracas assinaturas de carbono que não eram visíveis aos telescópios ópticos. Encontrar pequenas quantidades de carbono na atmosfera é um sinal revelador de que esta anã branca massiva é provavelmente o remanescente de uma fusão entre duas estrelas que colidiram. Também nos diz que podem haver muitos mais remanescentes de fusões como esta, mascarados de anãs brancas comuns com atmosfera de hidrogênio puro. Só as observações no ultravioleta seriam capazes de as revelar. 

Normalmente, o hidrogênio e o hélio formam uma barreira espessa ao redor do núcleo de uma anã branca, mantendo elementos como o carbono escondidos. Numa fusão de duas estrelas, as camadas de hidrogênio e hélio podem queimar-se quase completamente à medida que as estrelas se combinam. A estrela singular resultante tem um invólucro muito fino que já não impede o carbono de chegar à superfície - é exatamente isto que se encontra em WD 0525+526.

Foi medido que as camadas de hidrogênio e hélio são dez bilhões de vezes mais finas do que nas anãs brancas típicas. Pensa-se que estas camadas foram removidas durante a fusão, e é isto que permite agora que o carbono apareça à superfície. Mas este remanescente também é incomum: tem cerca de 100.000 vezes menos carbono à superfície do que outros remanescentes da fusão. O baixo nível de carbono, juntamente com a elevada temperatura da estrela (quase quatro vezes mais quente do que o Sol), informa que WD 0525+526 está muito mais adiantada na sua evolução pós-fusão do que as anteriormente encontradas. Esta descoberta ajuda a compreender melhor o destino dos sistemas estelares binários, o que é fundamental para fenômenos relacionados, como as explosões de supernova.

Acrescentando o mistério está a forma como o carbono atinge a superfície nesta estrela muito mais quente. As outras estrelas remanescentes de fusões estão numa fase mais avançada da sua evolução e são suficientemente frias para que a convecção traga o carbono para a superfície. Mas WD 0525+526 é demasiado quente para esse processo. Foi identificada uma forma mais sutil de mistura chamada semiconvecção, vista aqui pela primeira vez numa anã branca. Este processo permite que pequenas quantidades de carbono subam lentamente para a atmosfera rica em hidrogênio da estrela.

À medida que WD 0525+526 continua evoluindo e arrefecendo, espera-se que, com o tempo, surja mais carbono à sua superfície. Para já, o seu brilho ultravioleta oferece um raro vislumbre da fase inicial do rescaldo de uma fusão estelar, e uma nova referência sobre a forma como as estrelas binárias terminam as suas vidas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick

A estrela Alfa Centauri pode ter um planeta

Usando o telescópio espacial James Webb, astrônomos podem ter obtido imagens diretas de um gigante gasoso com a massa de Saturno na zona habitável de uma estrela no sistema solar vizinho.

© Caltech (ilustração de planeta gasoso orbitando a estrela Alfa Centauri)

Embora o planeta em si não seja habitável para a vida como a conhecemos, as luas ao seu redor podem ser. Alfa Centauri é um sistema estelar triplo, composto por um par de estrelas semelhantes ao Sol em órbita próxima (A e B), bem como pela anã vermelha Próxima Centauri, a estrela mais próxima do Sol. Astrônomos já encontraram três planetas orbitando Próxima Centauri, mas agora podem ter avistado um orbitando também Alfa Centauri A.

A relativa proximidade do sistema Alfa Centauri à Terra foi tanto uma bênção quanto uma maldição: permitiu aos astrônomos obter imagens diretas do planeta, mas isso se mostrou longe de ser simples. Estas são observações incrivelmente desafiadoras de se fazer, mesmo com o telescópio espacial mais poderoso do mundo. Estas estrelas são tão brilhantes, próximas e se movem rapidamente pelo céu.

A equipe fez a descoberta usando o Instrumento de Infravermelho Médio (MIRI) do Webb. Ele possui uma máscara coronográfica que pode bloquear o brilho intenso das estrelas para observar objetos mais fracos, como planetas nas proximidades. Mas isso é complicado em um sistema multiestelar, com a luz de Alpha Centauri B precisando ser bloqueada também.

A equipe usou Epsilon Muscae como estrela de referência para ajudar a separar a escassa luz do planeta da de seu hospedeiro. Curiosamente, a posição do planeta coincide com uma detecção provisória feita em 2019 pelo experimento NEAR do Very Large Telescope, levantando a possibilidade de que ambos os avistamentos correspondam ao mesmo objeto.

No entanto, o planeta não apareceu em duas observações subsequentes com o Webb, lançando dúvidas sobre a descoberta. Há uma chance, porém, de que o planeta tenha simplesmente se aproximado demais da estrela para ser observado. Sua órbita pode ser moderadamente excêntrica e inclinada em comparação com o plano orbital de Alfa Centauri, complicando ainda mais a busca. É improvável que o desaparecimento do planeta se deva à obscuração da poeira, já que foram impostos limites sem precedentes à luz exozodiacal no sistema.

A equipe está planejando novas observações de acompanhamento com o telescópio Webb e também com o telescópio Roman Nancy Grace, quando este for lançado em 2027. A proximidade do planeta também é um ponto positivo. Isso nos dará a oportunidade de começar a comparar a composição com os gigantes gasosos do nosso Sistema Solar. A temperatura do planeta, cerca de 225 Kelvin é semelhante à de Saturno. Se a descoberta do planeta for finalmente confirmada, será uma descoberta recorde, já que ele orbita a apenas 2 UA (unidades astronômicas) de sua estrela hospedeira, bem na zona habitável.

Os resultados são relatados em dois artigos que serão publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope