Observando a formação de um sistema binário massivo em tempo real

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos captaram uma das imagens tridimensionais mais detalhadas até à data de um massivo sistema estelar binário ainda em fase de formação.

© NAOJ / ALMA (sistema binário em formação)

A inserção circular mostra uma imagem do ALMA do sistema binário central de IRAS 07299−1651, com as trajetórias orbitais reconstruídas sobrepostas. A emissão da linha de recombinação do hidrogênio, com desvio para o vermelho e para o azul, acompanha a rotação dos discos circunestelares ionizados em torno das duas estrelas em formação, enquanto as setas indicam as direções dos jatos bipolares.

Ao acompanhar os movimentos de duas estrelas jovens e massivas ao longo de quase oito anos, foi descoberto que o par segue uma órbita altamente alongada e está rodeado por discos de gás fortemente inclinados, tanto entre si como em relação à órbita das estrelas. As descobertas sugerem que as duas estrelas não se formaram em conjunto a partir de um único disco giratório de material, como se costuma supor, mas sim que se formaram independentemente e mais tarde se juntaram num encontro gravitacional próximo, revelando uma nova forma como os sistemas estelares binários, massivos e íntimos, se podem formar.

A maioria das estrelas massivas nasce com companheiras estelares, e pensa-se que pelo menos 90% existam em sistemas binários ou múltiplos. Estes binários massivos acabam por moldar drasticamente a sua vizinhança, através de explosões de supernova e da produção de elementos pesados. Mas, como a maioria dos binários massivos conhecidos só é estudado muito tempo depois de terem terminado a sua formação, os astrónomos têm tido poucas oportunidades de captar o momento real da sua formação.

Uma equipe internacional liderada por Yichen Zhang, da Universidade Jiao Tong de Xangai, propôs-se mudar essa situação ao estudar IRAS 07299-1651, um sistema que contém duas protoestrelas massivas, ou seja, estrelas que ainda estão crescendo ao absorverem gás e poeira do ambiente circundante. A equipa já tinha estudado este sistema anteriormente, em 2019, quando as observações do ALMA forneceram, pela primeira vez, restrições dinâmicas diretas acerca do par. Na ocasião, os resultados pareciam, em linhas gerais, consistentes com o modelo padrão: duas estrelas se formando em conjunto a partir da fragmentação de um grande disco. Mas havia um pormenor que não encaixava bem: os discos em torno das duas estrelas já pareciam estranhamente desalinhados.

Para aprofundar a observação, os pesquisadores passaram quase oito anos medindo deslocamentos extremamente sutis nas posições das duas estrelas no céu, uma técnica que requer uma precisão excepcional e que está bem dentro das capacidades do ALMA. A observação combinou o monitoramento do ALMA com dados do VLA (Very Large Array), bem como com imagens no infravermelho do telescópio espacial James Webb (JWST) e do VLT (Very Large Telescope) do ESO, que permitiram identificar jatos de matéria saindo das estrelas jovens. Em conjunto, estas observações permitiram reconstruir, pela primeira vez, a arquitetura tridimensional completa do sistema, a forma como as estrelas se orbitam uma à outra, a inclinação dos seus discos e a direção dos seus jatos no espaço.

Notou-se que em vez de uma órbita bem definida e aproximadamente circular, as estrelas seguem uma trajetória altamente excêntrica, com as soluções orbitais mais prováveis se aproximando de uma trajetória parabólica. E, em vez de estarem alinhadas, como seria de esperar se as estrelas se tivessem formado a partir do mesmo disco, os discos que as rodeiam estão inclinados num ângulo acentuado uns em relação aos outros e em relação à própria órbita.

Esta arquitetura descoordenada e de aspecto caótico é difícil de explicar se as duas estrelas tivessem crescido juntas no mesmo disco; nesse cenário, seria de esperar que herdassem rotações semelhantes e bem alinhadas. Em vez disso, as evidências apontam para uma origem diferente: as duas estrelas provavelmente começaram a formar-se separadamente, nas suas próprias bolsas individuais de gás, antes de um encontro próximo e fortuito as ter levado à sua configuração atual, enquanto ainda estavam envoltas na sua nuvem natal.

Em soluções orbitais representativas, as estrelas passaram mais próximas uma da outra apenas cerca de 60 anos antes das observações, praticamente um instante em escalas de tempo cósmicas. Os discos compactos observados hoje parecem ter sobrevivido ao encontro, mantendo estruturas giratórias bem definidas. 

Ainda não é certo se as duas estrelas permanecerão ligadas gravitacionalmente uma à outra para sempre, o seu movimento atual situa-se próximo da linha divisória entre uma órbita ligada e uma que poderia, eventualmente, separá-las, e as interações com o gás circundante podem ainda influenciar o seu destino num sentido ou noutro. Observações futuras ajudarão a esclarecer essa questão. 

De forma mais ampla, o estudo abre uma nova via para explorar como as estrelas binárias massivas se formam. Ao aplicar a mesma abordagem de monitoramento a longo prazo em outros sistemas binários massivos e jovens, os astrônomos esperam descobrir com que frequência encontros próximos como este, em vez do nascimento conjunto num único disco, dão origem aos sistemas binários massivos observados em toda a nossa Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Revelando os misteriosos objetos de raios X

Os cientistas descobriram, com o auxílio do observatório de raios X Chandra da NASA, uma nova classe de objetos cujo comportamento difere de tudo o que já tinham observado anteriormente.

© NASA (galáxia M101)

A imagem mostra a galáxia M101 com círculos ilustrados destacando sete dos objetos recém-descobertos.

Os astrônomos sugerem que estes objetos recém-detectados em outras galáxias poderão ajudar a resolver não uma, mas duas questões de longa data na astrofísica. Estes objetos misteriosos emitem raios X com energia incomumente baixa, mas níveis intensos de radiação ultravioleta.

Os pesquisadores encontraram um total de 84 destas fontes de raios X de baixa energia, nas seis galáxias diferentes que pesquisaram, utilizando dados disponíveis ao público no arquivo do Chandra. Duas das galáxias são espirais, M31 (a galáxia de Andrômeda) e M101 (a galáxia do Cata-Vento), enquanto as outras quatro são elípticas.

Encontraram estas fontes de raios X tanto em regiões de formação estelar ativa como em áreas onde existem estrelas mais antigas. A equipe identificou as fontes ao detectar objetos que apareciam nas imagens do Chandra captadas nas energias mais baixas de raios X, mas que desapareciam nas imagens de energia mais elevada. Isso significa que estes objetos emitem muito mais raios X de baixa energia do que de alta energia. Como os raios X de baixa energia se situam junto à radiação ultravioleta energética no espectro eletromagnético, os pesquisadores determinaram que estas fontes também estão produzindo grandes quantidades de radiação ultravioleta energética.

Não é claro que tipos de objetos são responsáveis por estes raios X de baixa energia e pela intensa radiação ultravioleta. A equipe pensa que, muito provavelmente, envolvem um buraco negro, uma estrela de nêutrons ou uma anã branca atraindo matéria de uma estrela companheira. A matéria atraída da estrela companheira é aquecida, produzindo raios X, antes de cair sobre um destes objetos. Já se observaram sistemas binários semelhantes, mas nunca com radiação ultravioleta tão brilhante e raios X de baixa energia.

A descoberta sugere a existência de grandes populações de sistemas binários com radiação ultravioleta energética que, até agora, não tinham sido detectadas. Os cientistas pensam que alguns sistemas de anãs brancas que absorvem matéria de estrelas companheiras podem vir a explodir como supernovas, conhecidas como supernovas do Tipo Ia, o que é fundamental para medir a expansão do Universo. Estas supernovas desempenharam um papel fundamental na descoberta de que essa expansão está acelerando. Os astrónomos têm procurado, há muitos anos, as estrelas que se transformam em supernovas do Tipo Ia, até agora sem sucesso.

O outro mistério que estas fontes de raios X de baixa energia poderão explicar é o que retira, em algumas galáxias, os elétrons do gás entre as estrelas. É importante investigar esta remoção de elétrons, pois pode afetar a rapidez com que as estrelas se formam e influenciar os ciclos de vida das galáxias. As estrelas quentes e massivas desempenham um papel, mas não explicam completamente o que está causando esta remoção. Os níveis intensos de radiação ultravioleta provenientes destas fontes de raios X podem desempenhar um papel vital.

Porque é que estas fontes de raios X de baixa energia só foram descobertas agora? Para além da emissão de raios X de baixa energia, que é muito difícil de detectar pelos telescópios de raios X, a radiação ultravioleta altamente energética é facilmente absorvida pelo hélio e pelo hidrogênio que preenchem o espaço entre as estrelas, criando uma barreira quase impenetrável para a observação.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

A estrela mais rápida da Via Láctea

Os astrônomos descobriram a estrela mais rápida, conhecida até à data, da Via Láctea em órbita do buraco negro situado no centro galáctico.

© ESO (estrela S301 orbitando Sagittarius A)

Esta animação mostra um binário de estrelas a orbitar um buraco negro supermassivo. Inicialmente, as duas estrelas orbitam uma em torno da outra, mas à medida que se aproximam do buraco negro, as violentas forças de maré a que ficam sujeitas podem acabar por capturar uma delas, enquanto a outra é lançada para longe a grande velocidade. Este fenômeno é conhecido como mecanismo de Hills.

A estrela, denominada S301, foi detectada com o Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do Observatório Europeu do Sul (ESO) e orbita em torno do buraco negro, que tem cerca de quatro milhões de massas solares. Esta estrela aproxima-se mais deste objeto central do que qualquer outra estrela observada anteriormente, tanto que deverá estar sentindo os efeitos da rotação do buraco negro.

O que torna esta estrela especial é o fato da sua órbita em torno de Sagitário A* ser muito apertada. A órbita tem um período de apenas 8,7 anos, o que faz a estrela aproximar-se do buraco negro a uma distância de apenas 12 vezes a distância da Terra ao Sol, algo sem precedentes. Ao passar no ponto da sua órbita mais próximo do buraco negro, a estrela atinge uma velocidade de cerca de 25.000 km/s, o que corresponde mais de 8% da velocidade da luz, sendo, por isso, a detentora do recorde da estrela mais rápida da Via Láctea conhecida até à data.

A S301 é também a estrela que se aproxima mais de Sagitário A*, chegando a uma distância do buraco negro semelhante à que separa Saturno do Sol. No seu ponto de maior aproximação ao buraco negro, a estrela passa a apenas 1,78 bilhões de km deste objeto, o equivalente a cerca de 12 vezes a distância entre o Sol e a Terra, ou cerca de apenas 20% maior que a distância entre o Sol e Saturno.

Pelo motivo de se aproximar tanto de Sagitário A*, a S301 é a primeira estrela conhecida que poderá ser utilizada para medir diretamente a rotação de um buraco negro. Tal como a maioria dos objetos do nosso Universo, os astrônomos preveem que Sagitário A* tenha um movimento de rotação. De acordo com a teoria da relatividade geral de Einstein, um buraco negro em rotação arrasta o espaço-tempo consigo distorcendo-o, o que afeta as órbitas das estrelas circundantes. Este efeito é sentido mais intensamente em objetos que orbitam perto de buracos negros que rodam rapidamente.

Encontrar a S301, que se mostra no céu 2 bilhões de vezes mais tênue do que Betelgeuse (a famosa estrela supergigante vermelha da constelação de Órion), não foi tarefa fácil. A equipe utilizou o VLTI, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, e o seu instrumento GRAVITY, agora atualizado para GRAVITY+ na sequência de um melhoramento realizado na infraestrutura. O VLTI é capaz de combinar a luz coletada pelos quatro grandes telescópios de 8 metros do VLT, criando assim um telescópio "virtual", como um interferômetro, com uma resolução espacial 15 vezes superior à de um único telescópio de 8 metros individual.

Os pesquisadores foram ainda capazes de recuar até 2017 na história orbital da S301, descobrindo que a sua última aproximação máxima ao buraco negro central se deu no início de 2023. As propriedades orbitais da S301 e o fato das estrelas não se conseguirem formar tão perto de um buraco negro supermassivo, indicam que esta estrela fazia provavelmente parte dum sistema binário que foi destruído pelas forças de maré de Sagitário A*. No processo, a S301 terá ficado presa na gravidade do buraco negro, enquanto a sua estrela companheira foi provavelmente ejetada a alta velocidade, certamente com velocidade suficiente para deixar completamente a Galáxia. 

Observações de seguimento através do GRAVITY+, e com o instrumento MICADO que será instalado no futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, serão cruciais para traçar a trajetória da S301 ao longo da próxima década, que incluirá a sua próxima aproximação máxima ao buraco negro em 2031. A observação de, pelo menos, duas órbitas completas da S301 permitirá aos astrônomos restringir a sua trajetória com precisão suficiente para que se possa determinar diretamente a rotação de Sagitário A* pela primeira vez.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Revelando os aspectos ocultos de estrelas massivas

Muitas estrelas massivas fizeram outrora parte de sistemas binários, mas o seu passado fascinante é frequentemente perdido, pelo menos era assim até agora.

© ESO (ilustração da impressão digital química de uma estrela massiva)

Um novo estudo realizado na Universidade de Bonn e no Instituto Max Planck de Astrofísica descobriu agora um novo método de identificar estrelas que, no passado, ganharam massa de uma companheira, estrelas que agora aparecem como objetos isolados, mas que guardam as "cicatrizes" químicas da sua juventude binária.

Recorrendo a uma "impressão digital química" única, independente de modelos evolutivos específicos, os pesquisadores conseguiram reconstruir as histórias binárias de estrelas massivas. O método já reclassificou a estrela Gamma Columbae, amplamente estudada, como uma antiga recpetora de massa, desafiando suposições de longa data sobre a sua origem, e forneceu novas informações sobre a progenitora da supernova SN 1987A.

Mais de 70% das estrelas massivas nascem em sistemas binários íntimos, onde as forças gravitacionais e a transferência de massa entre companheiras alteram drasticamente a sua evolução. No entanto, assim que a interação termina, seja por transferência de massa, fusão ou pela explosão de supernova de uma das companheiras, a estrela sobrevivente surge frequentemente como um objeto solitário, escondendo o seu passado turbulento.

Durante décadas, os astrônomos têm-se esforçado por detectar estas histórias ocultas. Agora, o novo estudo decifrou o enigma. A chave reside nas abundâncias superficiais de elementos como o carbono, o nitrogênio, o oxigênio e o hélio. Quando uma estrela massiva acreta material da sua companheira, ingere matéria da estrela dadora tanto das suas imaculadas camadas exteriores como do seu núcleo, que foi processada por fusão nuclear rica em nitrogênio e hélio, e pobre em carbono e oxigênio. Este material mistura-se nas camadas externas da estrela receptora, deixando para trás uma assinatura química distinta.

As estrelas que passaram por essa transferência de massa seguem um percurso único num "diagrama de abundância CNO", um gráfico das proporções nitrogênio/carbono e nitrogênio/oxigênio. Ao passo que a maioria das estrelas se situa ao longo de uma única linha, as estrelas que ganham massa formam um ramo distinto, anteriormente não reconhecido, claramente separado de estrelas individuais e das dadoras de massa.

Esta "impressão digital química" é uma poderosa ferramenta forense. Os pesquisadores desenvolveram um quadro analítico simples e independente de modelos que permite determinar a quantidade e a composição do material acretado com base exclusivamente nas abundâncias observadas na superfície. Isto permite reconstruir a configuração binária inicial: as massas das estrelas originais e a eficácia da transferência de massa.

O método já produziu resultados surpreendentes. A estrela γ Columbae, há muito considerada uma rara estrela "despojada" que revelou o seu núcleo após perder as suas camadas exteriores, veio a ser uma antiga receptora de massa. A sua composição química superficial, com elevada proporção nitrogênio/carbono, proporção moderada nitrogênio/oxigênio e enriquecida em hélio, corresponde à assinatura prevista de uma estrela que acretou matéria de uma companheira massiva. 

Esta reclassificação não só reformula a compreensão de γ Columbae, como também sugere que muitas estrelas anteriormente consideradas despojadas podem, na verdade, ser estrelas que ganharam massa. As implicações vão muito além das estrelas individuais. O método pode ser aplicado a uma vasta gama de estrelas massivas, incluindo estrelas fugitivas, supergigantes e até mesmo progenitoras de supernovas. Oferece também uma nova forma de testar teorias acerca da evolução de sistemas binários, em particular a física ainda pouco compreendida da transferência de massa e da perda de momento angular. Ao compararem as "impressões digitais" químicas observadas com modelos teóricos, os astrônomos podem agora investigar diretamente a eficácia e a estabilidade da transferência de massa, incertezas de longa data na astrofísica estelar. Além disso, a técnica estende-se às fusões estelares e foi aplicada à famosa supernova SN 1987A, cuja origem há muito se pensa ter resultado de uma fusão.

© ALMA / Hubble / Chandra (supernova SN 1987A)

No dia 23 de fevereiro de 1987, os astrônomos avistaram uma das supernovas mais brilhantes dos últimos 400 anos. Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, SN 1987A foi a explosão de supernova mais próxima observada nos últimos séculos e tornou-se rapidamente a supernova mais estudada de todos os tempos. Esta composição reúne observações realizadas com o ALMA, com o telescópio espacial Hubble e com o observatório de raios X Chandra da NASA.

Com os levantamentos em grande escala em curso, como o WEAVE (WHT Enhanced Area Velocity Explorer) e o 4MOST (4-metre Multi-Object Spectroscopic Telescope), que se espera que forneçam dados precisos de milhares de estrelas massivas, este novo método está prestes a transformar a nossa compreensão da evolução estelar. Transforma a superfície de uma estrela numa cápsula do tempo, revelando não só o seu estado atual, mas também a história dramática, e muitas vezes violenta, do seu passado binário.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astrophysics

Uma corrente cósmica de gás alimenta GW Orionis

Uma equipe de astrônomos recorreu ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e captou um enorme fluxo de gás, com 0,2 anos-luz de comprimento, alimentando o jovem sistema estelar triplo GW Orionis.

© NRAO (fluxo que alimenta o disco protoplanetário de GW Orionis)

Estas novas observações fornecem a evidência mais clara até à data de como essas "correntes" podem inclinar e torcer os discos onde os planetas nascem. Estas novas observações do ALMA centram-se em GW Orionis, um sistema muito jovem localizado a cerca de 1.300 anos-luz de distância, na constelação de Órion, que abriga três estrelas rodeadas por múltiplos anéis de material de formação planetária.

Os anéis deste sistema são famosos por estarem inclinados em ângulos diferentes, em vez de se situarem num único plano, tornando GW Orionis um laboratório natural para estudar a formação de arquiteturas planetárias incomuns.

A equipe mediu a forma como o fluxo se move e comparou o seu movimento, conhecido como momento angular, com as orientações dos anéis do sistema. Foi descoberto que a trajetória do fluxo alinha-se estreitamente com o anel exterior de poeira, mas está fortemente desalinhada em relação ao anel interior, apontando para uma provável relação de causa e efeito entre o material em queda e o estado inclinado do anel exterior.

Estudos anteriores de GW Orionis revelaram que os anéis interno, intermediário e externo do sistema estão desalinhados, com cada anel inclinado num ângulo diferente. Quando a equipe modelou a queda deste fluxo, descobriu-se que o ângulo em que este colide com o disco está estreitamente alinhado com o anel exterior.

Durante décadas, os diagramas dos manuais acadêmicos mostraram sistemas planetários jovens formam-se tranquilamente a partir de discos planos e ordenados de gás e poeira. Este novo resultado do ALMA apoia uma visão mais dinâmica, na qual fluxos turbulentos provenientes do ambiente circundante podem remodelar os discos numa fase tardia da sua evolução e, potencialmente, colocar os planetas em órbitas inclinadas ou mesmo opostas ao sentido de rotação da sua estrela hospedeira.

As nossas observações utilizam os três conjuntos de antenas do ALMA, as de 12 metros, as de 7 metros e as Total Power, para ver a extensão total do fluxo. Foram analisadas as linhas moleculares de ¹²CO e ¹³CO com o ALMA, onde descobriu-se que o momento angular total do fluxo é muito inferior ao do disco de GW Orionis. Isto significa que a dinâmica deste sistema representa provavelmente as fases finais deste fenômeno de queda. No passado, provavelmente tinha um momento angular maior, o que permitiu que o disco ficasse desalinhado.

Os astrônomos esperam estudar mais sistemas jovens com fluxos para verificar quão comum é este mecanismo e se ele pode explicar outras características intrigantes de sistemas de exoplanetas conhecidos, tais como inclinações orbitais extremas e assinaturas químicas incomuns. Futuras observações do ALMA de GW Orionis irão procurar moléculas que indiquem a presença de choques, incluindo espécies que contêm enxofre, para identificar exatamente onde o fluxo colide com o disco e como esse impacto altera a matéria-prima para a formação de planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Os "pequenos pontos vermelhos" podem ser estrelas gigantes pulsantes

Os astrônomos têm especulado bastante acerca dos misteriosos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados nas imagens do Universo primitivo captadas pelo telescópio espacial James Webb: podem ser galáxias, buracos negros, quasar, surtos de formação estelar ou algo completamente diferente.

© D. Nandal (estrela supermassiva em relação às estrelas massivas)

Esta imagem mostra camadas distintas que representam uma "concha" produzida por estrelas massivas, que poderá ser a fonte da luz que se detecta e os "Pequenos Pontos Vermelhos". Mostra também a escala de uma estrela supermassiva em relação às estrelas massivas.

Agora, num novo estudo, os pesquisadores demonstram que um tipo específico de estrela, designada por estrela supermassiva, pode explicar as características surpreendentes dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo os seus espectros incomuns, a sua aparência compacta no céu e a sua abundância de nitrogênio.

Os "Pequenos Pontos Vermelhos" são fontes de luz compactas, vermelhas e extremamente brilhantes, e o que quer que esteja emitindo a luz já existia quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. O seu espectro de luz revela a presença de hidrogênio de formas que os atuais modelos astronômicos de galáxias jovens ou de núcleos galácticos ativos comuns não conseguem explicar.

No entanto, muitos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados não apresentam a forte emissão de raios X ou de ondas de rádio que os astrônomos esperariam de um buraco negro supermassivo em crescimento. Num trabalho anterior, pesquisadores demonstraram que estrelas gigantes, com massas cerca de 100.000 vezes superiores à do Sol, podem reproduzir espetros fundamentais muito semelhantes aos dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo padrões incomuns de hidrogênio.

O novo estudo procura determinar se essas estrelas também podem criar os densos "casulos" de gás que fazem com que os "Pequenos Pontos Vermelhos" pareçam tão compactos nas imagens do James Webb. Os pesquisadores acompanharam os ciclos de vida e a evolução de algumas estrelas gigantes conhecidas e analisaram a forma como estas parecem, através dos nossos telescópios, piscando e perdendo massa.

Descobriram que estas estrelas não perdem massa na fase final da sua vida, como acontece com muitas outras estrelas. Em vez disso, passam por discretos e poderosos episódios de pulsação. Este comportamento incomum ejeta estruturas de gás semelhantes a conchas. Com base nos modelos, foi demonstrado que uma única estrela supermassiva pode criar tanto as assinaturas espectrais como a camada compacta de gás observadas nos "Pequenos Pontos Vermelhos". 

O material ejetado é principalmente hidrogênio e hélio, mas também contém nitrogênio. As observações dos "Pequenos Pontos Vermelhos" começam a revelar espectros semelhantes, ricos em nitrogênio, o que constitui mais uma evidência a favor da teoria das estrelas gigantes. Após a sua última ejeção, estas estrelas continuam evoluindo até sofrerem um colapso direto, formando a semente de um buraco negro supermassivo. 

O próximo objetivo da equipe é transformar estas propriedades em previsões completas para os espectros detalhados dos "Pequenos Pontos Vermelhos", para que as observações do James Webb possam testar diretamente a sua teoria.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberta a evidência que estrela Betelgeuse possui uma companheira

Finalmente, os astrônomos obtiveram provas concretas de que Betelgeuse, uma das estrelas mais famosas do céu noturno, não está sozinha.

© ESO / VLT (Betelgeuse e sua companheira)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), uma equipe liderada pelo pesquisador francês Miguel Montargès obteve a imagem mais nítida de sempre do que é provavelmente Betelgeuse B, a estrela companheira de Betelgeuse.

Betelgeuse, uma estrela avermelhada da constelação de Órion, facilmente visível a olho nu e conhecida pelas suas variações de brilho, é observada há milênios. Os astrônomos andam à procura da potencial companheira de Betelgeuse, inicialmente proposta para explicar as variações de brilho de Betelgeuse, há cerca de um século, mas sem sucesso até agora.

Dois estudos publicados em 2024 previam de forma robusta que, em Dezembro desse mesmo ano, a companheira estaria o mais afastada possível de Betelgeuse e, por isso, seria mais fácil de detectar. Os pesquisadores puseram mãos à obra, observando a estrela com o VLT do ESO em Dezembro de 2024 e dedicando vários meses ao processamento dos dados. 

A sensibilidade do VLT poderia não ser suficiente para detectar Betelgeuse B. No entanto, como esta companheira tem mais massa do que o previsto, foi possível vê-la! Inicialmente pensava-se que Betelgeuse B tinha aproximadamente a mesma massa que o Sol, contudo as novas observações revelaram que esta estrela tem, na verdade, cerca de duas a três vezes a massa solar. 

A imagem de Betelgeuse B foi captada diretamente, o que significa que foi detectada a luz da própria estrela, com o instrumento SPHERE montado no VLT, no deserto chileno do Atacama. Embora já houvesse indícios da existência desta estrela companheira, incluindo uma possível detecção direta com o telescópio Gemini North, no Havaí, EUA, esta é a prova mais forte e a imagem mais nítida obtida de Betelgeuse B até à data.

"Para termos a certeza absoluta de que esta companheira existe realmente, ainda temos de a observar dentro de um ano, quando se encontrar do outro lado da estrela, contudo já não há praticamente margem para dúvidas", disse Montargès.

Há alguns anos, Betelgeuse foi alvo da atenção tanto de astrônomos como do público em geral quando começou a escurecer visivelmente. Sendo uma estrela supergigante evoluída, espera-se que Betelgeuse termine a sua vida sob a forma de uma explosão de supernova, e o seu escurecimento levou algumas pessoas a especular que a estrela poderia estar prestes a explodir. Nessa ocasião, um grupo de astrônomos liderado por Montargès estudou a estrela com o VLT do ESO e descobriu que, na realidade, Betelgeuse se encontrava obscurecida devido a uma nuvem de poeira.

A potencial detecção de Betelgeuse B levará os astrônomos a investigar de que forma a companheira poderá afetar a explosão de supernova esperada de Betelgeuse.

Este trabalho foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Remanescentes de supernova podem estar associados a estrelas irmãs

Um novo estudo acerca de dois remanescentes de supernova, os detritos que ficam para trás após a explosão das estrelas, sugere que as explosões tiveram origem em estrelas irmãs que outrora se orbitavam uma à outra.

© NASA (IC 443 & G189.6+3.3)

A detonação da primeira estrela lançou a sua companheira binária a grande velocidade pelo espaço e, depois de viajar durante milhares de anos, a estrela sobrevivente também explodiu.

O conhecido remanescente de supernova IC 443 (à direita) tem um vizinho mais antigo e menos brilhante (aqui representado em azul-esverdeado e magenta) chamado G189.6+3.3. Um filamento de gás entre eles, brilhando no visível e ultravioleta (arco violeta no centro), traça a onda de choque da vizinha e mostra que ambos os remanescentes estão interagindo com a mesma nuvem molecular, representada em vermelho, laranja e castanho para os dados de infravermelho e rádio, e em amarelo para a luz visível. O azul-esverdeado mostra os raios X provenientes do remanescente mais tênue, enquanto o magenta mostra os raios gama com energias superiores a 10 bilhões elétrons-volt; a título de comparação, a luz visível tem energias entre cerca de 2 e 3 elétrons-volt. Nesta imagem, a luz altamente energética proveniente de IC 443, muito mais brilhante, foi removida para maior clareza. A emissão de raios gama perto do filamento resulta de prótons acelerados na onda de choque da supernova à medida que esta se expande para dentro da nuvem.

Utilizando 16 anos de dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, a nossa análise revelou raios gama associados a um remanescente de supernova que estava oculto pelo brilho da sua vizinha, a Nebulosa da Medusa, um dos remanescentes de supernova emissores de raios gama mais brilhantes que se conhecem.

O estudo centrou-se no tênue remanescente de supernova G189.6+3.3, que é visível principalmente em raios X. Este é ofuscado pela sua vizinha mais brilhante e mais conhecida, a Nebulosa da Medusa (IC 443). Os dois remanescentes estelares, ambos localizados na direção da constelação de Gêmeos, parecem sobrepor-se parcialmente quando observados em raios X. Evidências recentes em raios X sugerem que o plasma quente, provavelmente associado a G189.6+3.3, pode estender-se por toda a região, o que indica que a sobreposição pode ser quase total.

Uma estrela massiva explode quando o seu núcleo produtor de energia fica sem combustível e entra em colapso sob o seu próprio peso, desencadeando uma explosão que destrói a estrela. A onda de choque da explosão envolve uma nuvem quente de detritos que se expande rapidamente para o espaço. Até agora, os astrônomos catalogaram cerca de 300 remanescentes de supernova na nossa Galáxia.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora o cosmos em constante mudança para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Há mais de uma década, observações do LAT (Large Area Telescope) do Fermi revelaram que as ondas de choque dos remanescentes de supernova aceleravam partículas até uma fração da velocidade da luz, um processo proposto pela primeira vez pelo físico Enrico Fermi em 1949.

Estas partículas velozes, denominadas raios cósmicos, interagem com o gás interestelar para produzir raios gama, a mais energética forma de luz. Os prótons constituem 99% das partículas dos raios cósmicos. Para provar que os prótons acelerados são responsáveis pelo brilho, os astrônomos procuram uma característica específica dos raios gama. Quando os prótons dos raios cósmicos colidem com o gás interestelar, produzem uma partícula de curta vida chamada píon neutro, que decai quase imediatamente num par de raios gama. Esta emissão ocorre dentro de uma faixa específica de energias associada à massa do píon neutro e situa-se dentro do intervalo detectado pelo instrumento LAT do Fermi.

Em 2013, as observações do Fermi provaram que a Nebulosa da Medusa, que está interagindo com parte de uma nuvem brilhante de gás hidrogênio conhecida como Sharpless 249, produzia raios gama através deste mecanismo. A sua vizinha, G189.6+3.3, foi descoberta em 1994 no âmbito de um levantamento de raios X realizado pela missão ROSAT (ROentgen SATellite).

Um filamento brilhante de gás situa-se entre os remanescentes sobrepostos. Novas observações desta característica revelam que a onda de choque proveniente de G189.6+3.3 colidiu com o gás interestelar denso presente nesse local e abrandou drasticamente, o que constitui uma evidência fundamental de que ambos os remanescentes estão interagindo com o mesmo sistema de nuvens.

A equipe conclui que os remanescentes se encontram a cerca de 6.000 anos-luz de distância, que os seus centros de explosão estão separados por cerca de 40 anos-luz, projetados no plano do céu, e que as estrelas originais podem ter tido 20 ou mais vezes a massa do Sol. As estimativas da idade destes remanescentes variam consideravelmente, a Nebulosa da Medusa tem entre 8.000 e 9.000 anos, enquanto G189.6+3.3 tem entre 20.000 e 110.000 anos. Isto significa que o intervalo entre as explosões pode ter-se prolongado por até 100.000 anos.

Além disso, foi estimado que a probabilidade de encontrar aleatoriamente esta combinação de alinhamento espacial observado e distâncias compatíveis é inferior a 1%, o que reforça fortemente a hipótese de uma associação física. 

Um artigo que descreve os resultados será publicado numa futura edição da revista Nature Communications.

Fonte: NASA

Exoplaneta com elevada concentração de lítio

Astrônomos da Universidade de Michigan, demonstraram que TOI-5882, uma estrela semelhante ao Sol, localizada a cerca de 1.300 anos-luz de distância, provavelmente engoliu um dos seus planetas.

© STScI (ilustração de uma estrela engolindo um planeta)

Embora uma estrela possa parecer o perfeito incinerador para destruir evidências, foi encontrado ainda assim pistas reveladoras na composição química de TOI-5882, especificamente na sua concentração incomumente elevada de lítio.

O processo quando uma estrela consome um planeta, denominado engolfamento, é incrivelmente rápido, demorando semanas ou até dias. Isso significa que os astrônomos não podem contar com a observação de um evento de engolfamento quando ocorre, razão pela qual é importante desenvolver métodos que ajudem os pesquisadores a estudar esses eventos após terem ocorrido.

O engolfamento planetário é um fenômeno comum. Por exemplo, daqui a cerca de 5 bilhões de anos, o nosso Sol entrará nas fases finais da sua vida e transformar-se-á numa gigante vermelha. À medida que incha, irá engolir Mercúrio, Vênus e talvez a Terra. Mas TOI-5882 ainda não inchou ao ponto de a sua expansão ser uma explicação provável para ter engolido um planeta. No entanto, a equipe avançou com uma alternativa intrigante: a estrela pode ter tido um cúmplice. Também em órbita de TOI-5882 está uma bola gigante de gás com mais de 20 vezes a massa de Júpiter, mas ainda não suficientemente grande para se transformar numa estrela. Este objeto, denominado anã marrom, pode ter ajudado a direcionar o planeta engolido para TOI-5882, mas testar essa teoria será objeto de um estudo separado. 

O lítio é uma poderosa evidência forense porque, embora as estrelas o possuam naturalmente em pequenas quantidades, os planetas apresentam uma concentração muito mais elevada deste elemento. Com base na quantidade de lítio que os pesquisadores observaram, suspeitam que o planeta que TOI-5882 engoliu tinha uma massa cerca do dobro da Terra e a de Netuno.

Uma técnica conhecida como espectroscopia permitiu à equipe analisar a luz proveniente de TOI-5882 em busca de sinais de lítio. A partir dos espectros da estrela, os pesquisadores conseguiram determinar que esta apresentava um elevado teor de lítio, mas tiveram depois de provar que esse teor era anormalmente elevado. Por isso, reuniram um conjunto de 62 estrelas de controle comparáveis em vários critérios, incluindo a idade, a massa e a temperatura.

Curiosamente, algumas das outras estrelas da amostra de controle também apresentaram elevadas concentrações de lítio, sugerindo que poderão existir outros mecanismos de enriquecimento em ação que os pesquisadores poderão explorar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Michigan

Detectadas variações de temperatura em exoplaneta

Astrônomos revelaram diferenças distintas nas condições atmosféricas entre as zonas de transição matinal e noturna do planeta gasoso ultraquente WASP-121 b.

© MPIA (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Esta descoberta só foi possível graças à sensibilidade inigualável do telescópio espacial James Webb. A descoberta corresponde a uma assimetria na absorção da luz infravermelha recebida da estrela hospedeira, que é parcialmente filtrada pela atmosfera do planeta durante o seu trânsito.

Os pesquisadores interpretam isto como o resultado de temperaturas e composições químicas não uniformes na atmosfera do exoplaneta. Os dados indicam que o terminador noturno absorve mais luz do que o lado diurno, consistente com a imagem geralmente aceita de ventos fortes que transportam calor intenso do lado diurno para o noturno. Os ventos quentes seguem a rotação do planeta para leste, o que aquece a zona noturna. Com o aumento das temperaturas, esta região está destinada a expandir-se, aumentando a secção transversal do planeta e permitindo-lhe absorver a radiação estelar de forma mais eficiente.

Para além de uma ligeira redução geral no brilho no final do trânsito, os dados obtidos pelo instrumento NIRSpec (Near-infrared spectrograph) do Webb revelam também um aumento no sinal de monóxido de carbono (CO). No entanto, isto parece ser um efeito da temperatura, não relacionado com um aumento nas moléculas de monóxido de carbono. Em contraste, a quantidade de água (H₂O) na atmosfera parece diminuir, ou seja, devido a uma diminuição real das moléculas de água.

As temperaturas na atmosfera superior são suficientemente elevadas para decompor as moléculas de água nos seus constituintes. Este resultado corrobora, mais uma vez, a existência de ventos quentes que aquecem a região do terminador noturno. Para detectar estas variações minúsculas, os astrônomos aproveitaram um comportamento peculiar dos planetas gasosos e quentes. A proximidade das suas estrelas hospedeiras sincroniza lentamente a sua rotação e o seu movimento orbital através das forças de maré, de tal forma que, eventualmente, uma rotação demora tanto tempo quanto uma revolução. Por fim, estes planetas apresentam dois hemisférios distintos: um lado quente constantemente voltado para a estrela e um lado oposto, mais escuro e mais frio.

O exoplaneta WASP-121 b é particularmente extremo, com temperaturas médias no hemisfério diurno em torno de 2.500º C, enquanto as do hemisfério noturno se aproximam dos 725º C. 

Para além de registrar a variação da luminosidade medida ao longo do tempo, os espectrógrafos decompõem a luz em componentes menores, tal como um prisma produz uma distribuição de cores semelhante a um arco-íris. Uma vez que os gases atmosféricos absorvem a luz em cores ou comprimentos de onda distintos, uma análise detalhada revela a sua composição química. Assim, a variação ao longo da direção de rotação traduz-se numa alteração dependente do tempo do sinal filtrado. No caso de WASP-121 b, o ângulo de rotação durante um trânsito completo ascende a cerca de 30 graus, o que é suficiente para sondar os terminadores do amanhecer e do anoitecer com alta precisão em longitude. 

Para verificar as temperaturas medidas que causariam a expansão local, os astrônomos executaram modelos que simulavam a distribuição do calor nas camadas superiores de um planeta gasoso, considerando as propriedades e a configuração do planeta e da sua estrela hospedeira. Embora estes modelos atmosféricos tenham confirmado o efeito assimétrico causado pelas variações espaciais de temperatura, os dados revelaram uma amplitude de sinal maior do que a prevista pelos modelos.

Estudos anteriores indicaram que podem existir nuvens, embora compostas não por gotículas de água, mas por minerais como silicatos. As nuvens podem proteger eficazmente a luz infravermelha emitida pelas camadas gasosas quentes subjacentes, simulando temperaturas mais baixas. É sabido que simular a física das nuvens, da condensação e da evaporação num ambiente dinâmico é difícil. Por conseguinte, os modelos físicos normalmente aplicados às atmosferas de exoplanetas, como o utilizado neste estudo, não têm em conta as nuvens, o que pode levar a resultados irrealistas.

Após ajustar a simulação para aproximar melhor o efeito das nuvens na radiação infravermelha proveniente de camadas mais profundas, os resultados revelaram-se mais consistentes com as observações. No entanto, apenas modelos mais sofisticados serão capazes de confirmar com segurança a presença de nuvens. As atualizações do modelo também irão melhorar futuras investigações que utilizem este método.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Celebrando o nascimento de novas estrelas

Imagine por um momento que está recostado observando as nuvens vermelhas alaranjadas desta fotografia. Que formas consegue distinguir?

© ESO / VST (Gum 10 & Gum 11)

Estas estruturas que nos estimulam pareidolia tratam-se de Gum 10 e Gum 11, um par de nebulosas, ou seja, aglomerados de gás e poeira no espaço interestelar.

Visíveis principalmente a partir do hemisfério sul, estas nebulosas fazem parte de um complexo maior, no qual estão se formando estrelas. Gum 10 é a nuvem mais brilhante, que ocupa a maior parte da imagem, enquanto Gum 11 é a nuvem mais tênue que vemos embaixo à esquerda.

O brilho intenso deve-se à interação entre o hidrogênio e as estrelas quentes e massivas que se aninham no seio de cada nebulosa. As estrelas emitem luz ultravioleta com energia suficiente para arrancar elétrons dos átomos, dando origem a íons. Estes elétrons acabam por se recombinar com os íons de hidrogênio, o que provoca a emissão de luz visível, neste tom vermelho específico que vemos na imagem. As zonas pretas na nebulosa provêm da poeira que bloqueia a luz emitida pelas estrelas que se encontram por trás dela.

Esta imagem foi captada pelo VLT Survey Telescope (VST), que celebrou, no dia 8 de junho, o 15º aniversário da sua primeira luz!

Fonte: ESO

Identificados os exoplanetas com maior período orbital

Uma colaboração internacional de astrônomos liderada pela ULL (Universidade de La Laguna) e pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) identificou dois planetas intrigantes, gigantescos, mas de baixa densidade, que orbitam a estrela HD 114082.

© IAC (ilustração do sistema planetário HD 114082)

Esta estrela tem apenas 15 milhões de anos, ou seja, é muito mais jovem do que o Sol (com 4,6 bilhões de anos), gira 15 vezes mais depressa, tem 28% mais massa e é cerca de mil graus mais quente e quase quatro vezes mais luminosa. Os seus planetas recebem cerca de 200 vezes mais luz e calor do que Júpiter.

O estudo, que envolveu a separação do fraco sinal planetário do sinal estelar, oferece pistas acerca da formação dos exoplanetas e ajuda a contextualizar o Sistema Solar. Foram identificados dois exoplanetas gigantes. Destacam-se entre os mais jovens detectados por passarem à frente da sua estrela, pois demoram mais tempo para completar uma órbita. O planeta interior, 20% mais próximo da sua estrela do que a Terra do Sol, tem o tamanho de Júpiter. O planeta exterior encontra-se à mesma distância orbital que a Terra e tem um raio 36% maior do que o de Júpiter e uma densidade média mais de 7,5 vezes inferior à da água, pelo que flutuaria. Os planetas movem-se em órbitas quase circulares no mesmo plano e podem estar em ressonância.

A partir das observações, foram geradas curvas de luz estelar (intensidade em função do tempo). Estas mostram quatro diminuições não consecutivas do planeta interior HD 114082 b. Cada diminuição de brilho, ou trânsito, deve-se ao fato de o planeta passar à frente da estrela, bloqueando uma pequena fração da sua luz do ponto de vista do Sistema Solar.

Estes dados permitiram determinar o seu período orbital com uma precisão de minutos: 225 dias, 13 horas e 12 minutos (incerteza de 34,56 segundos). O período do planeta exterior, HD 114082 c, 314 dias (margem de erro de 9%), foi estimado a partir de um único trânsito confirmado por dois instrumentos e medições suplementares. A atração gravitacional entre os dois planetas manifesta-se através de um efeito de "jogo da corda", que atrasa ou antecipa o trânsito do planeta companheiro; este efeito, tanto mais pronunciado quanto mais próximos de uma ressonância estes gigantes estiverem, pode ser medido mesmo que as suas massas sejam pequenas.

Como e onde é que se formaram estes planetas?

Estes gigantes formaram-se no disco protoplanetário, rico em gás e poeira, em torno da estrela. Inicialmente, acumularam material até formarem um núcleo sólido. Quando atingiram uma determinada massa, iniciou-se um descontrolado processo de acreção de gás e o calor interno provocou a expansão do seu invólucro. A teoria sugere que dois planetas nascidos muito próximos um do outro tendem a atingir massas semelhantes. A massa medida do planeta exterior é, no máximo, 24% da de Júpiter, ou seja, 4,4 vezes a massa de Netuno.

Estes gigantes devem ter influenciado as órbitas dos asteroides e cometas remanescentes da formação planetária mais próximos da estrela, organizando-os num cinturão que se encontra no mesmo plano que as órbitas dos planetas.

As descobertas obtidas colocam este sistema planetário em torno de HD 114082 no centro das atenções da comunidade exoplanetária. Nos próximos anos, observações de acompanhamento com instalações como as utilizadas neste trabalho e outras, tais como o telescópio espacial James Webb, permitirão caracterizar este sistema único com maior detalhe, desde a determinação precisa das massas dos planetas até à descoberta da composição química das suas atmosferas e outros mistérios ainda por resolver.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A fonte de energia das supernovas superluminosas

Uma equipe internacional que estuda dados do telescópio espacial de raios gama Fermi concluiu que a missão detectou a supernova SN 2017egm rara e incomumente luminosa.

© SDSS (supernova SN 2017egm)

A supernova superluminosa SN 2017egm foi descoberta pela missão Gaia da ESA no dia 23 de maio de 2017. Explodiu numa enorme galáxia espiral barrada conhecida como NGC 3191, mostrada à esquerda antes da explosão. A imagem à direita, captada a 1 de julho de 2017, mostra a supernova brilhando mais do que toda a galáxia.

Os pesquisadores afirmam que a supernova SN 2017egm provavelmente obteve a sua energia de uma estrela de nêutrons muito magnetizada, nascida do colapso estelar que desencadeou a explosão.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora as mudanças no cosmos para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Durante quase 20 anos, os astrônomos têm procurado nos dados do Fermi sinais de raios gama provenientes de milhares de supernovas e, embora tenham sido relatadas algumas pistas intrigantes, nenhuma era definitiva até agora.

As supernovas de colapso do núcleo ocorrem quando o centro produtor de energia de uma estrela com uma massa muitas vezes superior à do nosso Sol fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode. Durante o colapso, pode formar-se uma estrela de nêutrons do tamanho de uma cidade ou um buraco negro ainda menor. Uma onda de choque expulsa o resto da estrela, que se expande rapidamente como uma nuvem quente e densa de gás ionizado.

Nas últimas duas décadas, foram identificadas cerca de 400 excepcionais supernovas de colapso do núcleo. Cada um destes eventos, denominados supernovas superluminosas, produziu 10 ou mais vezes a quantidade de luz visível normalmente observada. Em 2024, um estudo observou que o LAT (Large Area Telescope) do Fermi pode ter detectado raios gama, a forma mais energética de luz, provenientes de uma supernova superluminosa que ocorreu anos antes.

Denominada SN 2017egm, esta explosão superpotente ocorreu na galáxia NGC 3191, localizada a cerca de 440 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação da Ursa Maior. Mesmo a esta distância, a explosão continua sendo uma das mais próximas do seu tipo.

Os pesquisadores procuraram raios gama provenientes das seis supernovas superluminosas mais próximas observadas durante os primeiros 16 anos da missão do Fermi, e apenas SN 2017egm apresenta indícios de raios gama, confirmando sugestões anteriores de que algumas supernovas podem ser tão luminosas em raios gama como o são no visível.

Os teóricos têm debatido as possíveis fontes de energia que conferem a estas explosões a sua força adicional. No topo da lista está a formação de um magnetar, um tipo de estrela de nêutrons com os campos magnéticos mais intensos que se conhecem, até 1.000 vezes a intensidade das estrelas de nêutrons típicas. É 10 trilhões de vezes mais forte do que um típico ímã que se coloca num frigorífico.

A equipe realizou uma análise mais aprofundada das características ópticas e de raios gama observadas na supernova para comparar a capacidade de diferentes modelos teóricos em reproduzi-las. Um modelo desenvolvido rastreou a forma como a luz e as partículas produzidas por um magnetar recém-formado se deslocariam para o exterior e interagiriam com os detritos em expansão da supernova.

Os cientistas esperam que um magnetar recém-formado gire algumas centenas de vezes por segundo. Esta rotação rápida produz um forte fluxo de elétrons e pósitron, as suas contrapartes de antimatéria, que forma uma vasta nuvem de partículas energéticas. Dentro desta nuvem, denominada nebulosa de vento de magnetar, várias interações alimentam a produção e a absorção de raios gama. Por exemplo, um elétron e um pósitron podem aniquilar-se, formando um par de fótons de raios gama, ou dois raios gama podem colidir e produzir as partículas.

Desta e de outras formas, os raios gama interagem com os detritos da supernova. Incapazes de escapar diretamente, são reprocessados, convertidos em luz visível de menor energia, o que confere à supernova um aumento adicional de luminosidade. 

Os pesquisadores sugerem que processos adicionais provavelmente desempenharam papéis importantes durante o longo desvanecimento de SN 2017egm. Estes incluem detritos caindo de volta sobre o magnetar e interações entre a onda de choque e a matéria ejetada pela estrela nos séculos anteriores ao seu colapso.

A equipe também analisou a capacidade de uma nova instalação terrestre de detecção de raios gama, o CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory), para detectar eventos como SN 2017egm. Segundo eles, com cerca de 50 horas de tempo de observação, seria possível detectar uma supernova semelhante a uma distância de cerca de 500 milhões de anos-luz.

A compreensão de fenômenos como SN 2017egm irá melhorar graças à cooperação entre essas instalações e a frota de observatórios espaciais da NASA que monitoram mudanças rápidas no Universo. O mecanismo do motor central do magnetar baseia-se em muitos avanços observacionais e teóricos sobre magnetares ao longo dos últimos 20 anos. A observação de raios gama provenientes de supernovas irá proporcionar uma nova forma de explorar o seu funcionamento interno.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

O cometa C/2025 R3 PanSTARRS antes da estrela Rigel

Para onde está indo o cometa C/2025 R3 PanSTARRS?

© Jakub Kuřák & Martin Mašek (cometa C/2025 R3 PanSTARRS)

Não em direção à estrela no topo da imagem, pois essa é Rigel, que, estando ao fundo, não tem relação com o cometa. Não está atravessando a nebulosa no meio da imagem, pois essa é a Nebulosa Cabeça de Bruxa e também está muito distante, mas não muito longe de Rigel. Não está indo para o norte, pois na última semana o cometa C/2025 R3 (PanSTARRS) se moveu para o sul e agora é mais visível no Hemisfério Sul da Terra, a oeste, após o pôr do Sol, atualmente com magnitude de 6,2.

Angularmente, o cometa C/2025 R3 PanSTARRS está se movendo lentamente para cima e para a direita, noite após noite, e neste final de semana estará na constelação de Órion. Espacialmente, o cometa está agora saindo do nosso Sistema Solar, mas deve permanecer visível para câmeras no sul por cerca de uma semana. A imagem em destaque foi captada recentemente perto de Cerro Paranal, no Chile.

Fonte: NASA

A variação de rotação das estrelas antes de morrerem

Desde o nascimento até à morte, as estrelas geralmente abrandam entre 100 e 1.000 vezes a sua velocidade de rotação inicial.

© L. McNeill (regiões internas de estrela massiva)

A ilustração mostra as regiões internas de uma estrela massiva durante a sua fase final de combustão das camadas de oxigênio (verde) e silício (verde-azulado), antes do colapso do núcleo de ferro (azul-escuro).

O momento angular total do Sol tem diminuído à medida que o material é gradualmente expelido da superfície sob a forma do vento solar. Ao observar este fenômeno, os astrônomos teorizaram que a interação entre os campos magnéticos e o fluxo de plasma é a forma mais eficiente de fazer as estrelas perderem velocidade.

O porquê e como isto acontece há muito que interessa aos astrônomos e, recentemente, uma técnica de observação chamada asterossismologia, que mede as frequências de oscilação naturais de uma estrela, tornou possível medir as velocidades de rotação internas e os campos magnéticos de outras estrelas na Via Láctea. A partir desta enorme população, surgiu uma imagem de como a rotação estelar diminui com a idade estelar, sugerindo que a teoria atual é insuficiente para explicar a diminuição dramática da rotação.

Fascinada pela asterossismologia e pelas simulações magnetohidrodinâmicas 3D da zona convectiva solar realizadas por outros pesquisadores, uma equipe da Universidade de Quioto sentiu-se inspirada a investigar como os campos magnéticos afetam a rotação no interior de estrelas massivas.

Através de uma simulação 3D de uma estrela massiva, foi possível explorar diretamente a complexa interação entre a convecção violenta, a rotação e os campos magnéticos. Foi confirmado que a rotação interna e o campo magnético coevoluem de forma semelhante ao dínamo solar: o processo energético que sustenta o campo magnético do nosso Sol.

Com estas equações, a equipe conseguiu prever matematicamente a evolução da rotação interna da estrela ao longo do tempo. A sua simulação revela que a velocidade e a direção dos movimentos convectivos foram influenciadas pela rotação e pelos campos magnéticos em escalas de tempo curtas, o que, por sua vez, altera a rotação, fazendo com que ela diminua ou, em alguns casos, aumente.

A equipe conseguiu formular a interação entre convecção, rotação e campos magnéticos como um modelo para o transporte radial do momento angular para fora e para dentro, mostrando que este transporte em fases de combustão posteriores está diretamente relacionado com a geometria do campo magnético.

Foi também surpreendente descobrir que algumas configurações dos campos magnéticos acabam por acelerar a rotação do núcleo, sugerindo que a velocidade de rotação final será específica das propriedades da estrela. A rotação lenta pode até ser impossível em algumas classes de estrelas massivas.

A descoberta do transporte de momento angular magnético durante fases avançadas de combustão sugere que a teoria desenvolvida para descrever a rotação em estrelas do tipo solar pode ser universal. A seguir, a equipe planeja criar simulações de evolução estelar que retratem toda a vida de várias estrelas de baixa a alta massa, para prever as suas velocidades de rotação durante várias fases evolutivas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Kyoto University