Conchas de poeira espiralando num par de estrelas Wolf-Rayet

O telescópio espacial James Webb captou algo inédito: uma imagem nítida, no infravermelho médio, de um sistema com quatro espirais serpenteantes de poeira, uma se expandindo para além da outra, exatamente com o mesmo padrão.

© Webb (par de estrelas Wolf-Rayet)

Observações efetuadas antes do Webb apenas detectaram uma concha e, embora se tenha levantado a hipótese da existência de outras conchas, as pesquisas com telescópios terrestres não conseguiram descobrir nenhuma. Estas conchas foram emitidas nos últimos 700 anos por duas estrelas Wolf-Rayet envelhecidas num sistema conhecido como Apep, uma homenagem ao deus egípcio do caos.

A imagem obtida pelo Webb, combinada com vários anos de dados do VLT (Very Large Telescope) do ESO, no Chile, permitiu determinar a frequência com que o par passa um pelo outro: uma vez em cada 190 anos. Em cada órbita incrivelmente longa, ficam relativamente perto durante 25 anos e formam poeira.

O Webb também confirmou que existem três estrelas ligadas gravitacionalmente umas às outras neste sistema. A poeira expelida pelas duas estrelas Wolf-Rayet é "cortada" por uma terceira estrela, uma supergigante massiva, que abre buracos em cada nuvem de poeira em expansão a partir da sua órbita mais larga (as três estrelas são vistas como um único ponto brilhante de luz na imagem do Webb).

Os pesquisadores refinaram a órbita das estrelas Wolf-Rayet combinando medições precisas da localização dos anéis a partir da imagem do Webb com a velocidade de expansão das conchas a partir de observações efetuadas pelo VLT ao longo de oito anos. A próxima órbita mais longa para um binário Wolf-Rayet poeirento é de cerca de 30 anos. A maioria tem órbitas entre dois e 10 anos.

Quando as duas estrelas Wolf-Rayet se aproximam e passam uma pela outra, os seus fortes ventos estelares colidem e misturam-se, formando e lançando grandes quantidades de poeira rica em carbono durante um quarto de século de cada vez. Em sistemas semelhantes, a poeira é projetada ao longo de meros meses, como as conchas de Wolf-Rayet 140.

As estrelas Wolf-Rayet produtoras de poeira em Apep não estão exatamente num cruzeiro tranquilo. Atravessam o espaço e lançam poeira a uma velocidade de 2.000 a 3.000 quilómetros por segundo. Essa poeira é também muito densa. A composição específica da poeira é outra razão pela qual o Webb foi capaz de observar muito mais: é constituída majoritariamente por carbono amorfo. Os grãos de poeira de carbono mantêm uma temperatura mais elevada mesmo quando se afastam da estrela. Embora os pequenos grãos de poeira sejam considerados quentes no espaço, a luz que emitem é também extremamente fraca, razão pela qual só pode ser detectada a partir do espaço pelo instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb.

Para encontrar os buracos que a terceira estrela obliterou na poeira, procure o ponto central de luz e trace uma forma de V como ponteiros do relógio entre as 10 horas e as 2 horas. A cavidade está mais ou menos no mesmo local em cada concha e parece um funil. O Webb provou que a terceira estrela está gravitacionalmente ligada a este sistema.

Os pesquisadores já sabiam da existência da terceira estrela desde que o VLT observou a concha mais brilhante e as estrelas em 2018, mas as observações do Webb levaram a um modelo geométrico atualizado, confirmando a ligação. 

O mistério restante é a distância exata das estrelas à Terra, o que exigirá observações futuras. As duas estrelas Wolf-Rayet eram inicialmente mais massivas do que a sua companheira supergigante, mas já perderam a maior parte da sua massa. É provável que ambas as estrelas Wolf-Rayet tenham entre 10 e 20 vezes a massa do Sol, e que a supergigante seja 40 ou 50 vezes mais massiva do que o Sol.

Eventualmente, as estrelas Wolf-Rayet explodirão como supernovas, enviando rapidamente o seu conteúdo para o espaço. Qualquer uma delas pode também emitir uma explosão de raios gama, um dos eventos mais poderosos do Universo, antes de possivelmente se transformarem em buracos negros.

As estrelas Wolf-Rayet são incrivelmente raras no Universo. Estima-se que existam apenas mil na Via Láctea, que contém centenas de bilhões de estrelas. Das poucas centenas de binários Wolf-Rayet que foram observados até à data, Apep é o único exemplo, na nossa Galáxia, que contém duas estrelas Wolf-Rayet deste tipo, a maioria só tem uma.

Dois artigos foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: California Institute of Technology

As Plêiades têm milhares de "irmãs" há muito perdidas

Astrônomos da Universidade da Carolina do Norte em Chapel Hill, EUA, descobriram que o famoso aglomerado estelar das Plêiades, as "Sete Irmãs" ou M45, frequentemente avistado nas noites de inverno, é apenas a ponta brilhante de uma família estelar muito maior.

© Palomar Observatory (Plêiades)

Combinando dados do satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e do telescópio espacial Gaia da ESA, a equipe descobriu milhares de irmãs escondidas espalhadas pelo céu, uma estrutura em expansão denominada Grande Complexo das Plêiades.

A descoberta mostra que as Plêiades são 20 vezes maiores do que se pensava anteriormente. A maioria das estrelas, incluindo o nosso Sol, nascem em grupos. Com o passar do tempo, estas irmãs estelares afastam-se, o que dificulta a identificação das suas origens. 

Usando as taxas de rotação estelar como um "relógio cósmico", as estrelas jovens giram rapidamente, enquanto as estrelas mais velhas giram mais lentamente. A equipe da Universidade da Carolina do Norte identificou membros das Plêiades há muito perdidas, espalhadas pelo céu. Ao combinar medições de rotação pelo TESS da NASA com dados precisos de posição e movimento do Gaia da ESA, os pesquisadores redefiniram as Plêiades não como um pequeno aglomerado de estrelas, mas como o coração denso de uma vasta associação estelar em dissolução.

As descobertas têm implicações vastas. As Plêiades não são apenas uma referência astrofísica para estrelas jovens e exoplanetas, mas também uma referência cultural e mundial, mencionada no Antigo Testamento e no Talmude, celebrada como Matariki na Nova Zelândia e até representada pelo logotipo da Subaru no Japão.

Observa-se que muitas estrelas próximas do Sol fazem parte de famílias estelares alargadas e massivas com estruturas complexas. Este trabalho fornece uma nova maneira de descobrir estas relações ocultas. Ao rastrear a rotação estelar, a abordagem da equipe oferece uma nova estrutura para mapear a nossa vizinhança cósmica. Os pesquisadores preveem que muitos aglomerados estelares aparentemente independentes são, de fato, partes de famílias estelares em grande expansão.

Estudos futuros que utilizem este método poderão até ajudar os astrônomos a descobrir as origens do próprio Sol, revelando se também ele nasceu numa família estelar muito maior. Ao medir a rotação das estrelas, é possível identificar grupos estelares demasiado dispersos para serem detectados com os métodos tradicionais, abrindo uma nova janela para a arquitetura oculta da nossa Galáxia. Esta pesquisa ajuda a reconstruir os ambientes de nascimento de estrelas e planetas, um passo essencial para compreender como os sistemas solares, incluindo o nosso, se formam e evoluem.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of North Carolina

Primeira observação de uma erupção explosiva numa estrela próxima

Astrônomos, utilizando o observatório espacial XMM-Newton da ESA e o telescópio LOFAR (LOw Frequency ARray), detectaram definitivamente uma explosão de material lançado para o espaço por outra estrela.

© Olena Shmahalo (ilustração da ejeção de massa coronal numa estrela)

A explosão é suficientemente poderosa para destruir a atmosfera de qualquer planeta ao seu redor. A explosão foi uma ejeção de massa coronal (EMC), erupções que vemos frequentemente vindas do Sol. Durante uma EMC, enormes quantidades de material são lançadas da nossa estrela, inundando o espaço circundante. Estas expulsões dramáticas moldam e conduzem o clima espacial, tal como as deslumbrantes auroras que vemos na Terra, e podem destruir as atmosferas de planetas próximos. Mas embora as EMCs sejam comuns no Sol, ainda não tínhamos detectado nenhuma de forma convincente em outra estrela, até agora.

Quando uma EMC viaja através das camadas de uma estrela para o espaço interplanetário, produz uma onda de choque e uma explosão associada de ondas de rádio. Este sinal de rádio curto e intenso captado provinha de uma estrela situada a cerca de 130 anos-luz de distância. A estrela é uma anã vermelha, um tipo de estrela muito mais fraca, mais fria e menor do que o Sol. Não é nada parecida com a nossa: tem cerca de metade da massa, gira 20 vezes mais depressa e tem um campo magnético 300 vezes mais poderoso. A maior parte dos planetas que existem na Via Láctea orbitam este tipo de estrela.

O sinal de rádio foi detectado com o radiotelescópio LOFAR, e depois com o XMM-Newton para determinar a temperatura, a rotação e o brilho da estrela em raios X. Isto foi essencial para interpretar o sinal de rádio e descobrir o que estava realmente acontecendo. 

Os pesquisadores determinaram que a EMC se movia a uma velocidade muito rápida de 2.400 km/s, uma velocidade apenas observada em 1 de cada 2.000 EMCs que ocorrem no Sol. A ejeção foi suficientemente rápida e densa para eliminar completamente as atmosferas de quaisquer planetas que possam orbitar a estrela. A capacidade de destruição atmosférica da EMC é uma descoberta excitante para a nossa busca de vida em outros sistemas. A habitabilidade de um planeta é definida pela distância a que se encontra da sua estrela progenitora se está ou não dentro da "zona habitável" da estrela, uma região onde pode existir água líquida à superfície de planetas com atmosferas adequadas.

Mas e se essa estrela for especialmente ativa, lançando regularmente erupções perigosas de matéria e desencadeando tempestades violentas? Um planeta regularmente bombardeado por poderosas ejeções de massa coronal pode perder completamente a sua atmosfera, deixando para trás uma rocha estéril, um mundo inabitável, apesar da sua órbita ser "perfeita".

A descoberta também contribui para a nossa compreensão do clima espacial, algo que há muito é um foco das missões da ESA e que está atualmente sendo explorado pela SOHO, Proba, Swarm e Solar Orbiter. O XMM-Newton, por sua vez, é um dos principais exploradores do Universo quente e extremo. Lançado em 1999, o telescópio espacial já observou os núcleos das galáxias, estudou estrelas para compreender a sua evolução, investigou o ambiente dos buracos negros e detetcou intensas explosões de radiação energética de estrelas e galáxias distantes.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

Explosão de uma estrela revelada apenas um dia após a detecção

Observações muito rápidas efetuadas com o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) revelaram a morte explosiva de uma estrela no momento em que a explosão irrompia da superfície da estrela.

© ESO (ilustração da forma inicial da explosão de uma supernova)

Pela primeira vez, os astrônomos revelaram a forma da explosão na sua fugaz fase inicial. Esta fase inicial já não teria sido possível observar no dia a seguir e ajuda-nos a responder a uma série de questões sobre como é que as estrelas massivas explodem, transformando-se em supernovas.

Quando a explosão da supernova SN 2024ggi foi detectada pela primeira vez na noite de 10 de Abril de 2024, Yi Yang, professor assistente da Universidade Tsinghua em Pequim, na China, agiu rapidamente enviando uma proposta de observação ao ESO. No seguimento de um processo de aprovação muito rápido, no dia 11 de Abril o ESO apontou o seu telescópio VLT, instalado no Chile, à supernova, 26 horas apenas após a detecção inicial.

A SN 2024ggi situa-se na galáxia NGC 3621, na direção da constelação da Hidra, a 22 milhões de anos-luz de distância da Terra. Com um grande telescópio e o instrumento certo, a equipe internacional sabia que tinha uma oportunidade rara de desvendar a forma da explosão logo após a sua ocorrência.

© VLT (NGC 3621)

A geometria de uma explosão de supernova fornece informações fundamentais sobre a evolução estelar e os processos físicos envolvidos. Os mecanismos exatos por detrás das explosões de estrelas massivas, com mais de oito vezes a massa do Sol, sob a forma de supernovas, continuam sendo debatidos e permanecem uma das questões fundamentais abordadas pelos cientistas.

A estrela progenitora desta supernova era uma supergigante vermelha, com uma massa 12 a 15 vezes superior à do Sol e um raio 500 vezes maior, o que faz da SN 2024ggi um exemplo clássico de explosão de uma estrela massiva.

Sabemos que, durante a sua vida, uma estrela típica mantém a sua forma esférica como resultado de um equilíbrio muito preciso entre a força gravitacional, que tende a comprimi-la, e a pressão do seu motor nuclear, que tende a expandi-la. Quando a sua última fonte de combustível se esgota, o motor nuclear começa a falhar. Para estrelas massivas, isto marca o início da fase de supernova: o núcleo da estrela moribunda entra em colapso, as conchas de massa que o rodeiam caem sobre ele e ricocheteiam. Este choque propaga-se para o exterior, destruindo a estrela. Quando o choque irrompe da superfície estelar, são liberadas enormes quantidades de energia, a supernova brilha de forma dramática e pode então ser observada. Durante um período de tempo muito curto, a forma inicial da explosão pode ser estudada, antes da supernova começar a interagir com o material que circunda a estrela moribunda.

Foi isso que os astrónomos conseguiram observar pela primeira vez com o auxílio do VLT do ESO, utilizando uma técnica chamada espectropolarimetria. A espectropolarimetria fornece informações relativas à geometria da explosão que outro tipo de observações não consegue, uma vez que as escalas angulares são demasiado pequenas. Apesar da estrela que está explodindo parecer um único ponto, a polarização da sua luz contém pistas ocultas sobre a sua geometria, as quais podem ser desvendadas. As partículas de luz (fótons) possuem uma propriedade a que chamamos polarização. Numa esfera, a forma da maioria das estrelas, a polarização dos fótons individuais cancela-se entre si, o que faz com que a polarização total do objeto seja zero. Quando medem uma polarização diferente de zero, os astrônomos podem usar essa medição para inferir a forma do objeto (estrela ou supernova) que emitiu a luz observada.

Estes resultados sugerem um mecanismo físico comum que impulsiona a explosão de muitas estrelas massivas e que manifesta uma simetria axial bem definida e atua em larga escala. No seguimento desta descoberta, os astrônomos podem já descartar alguns dos atuais modelos de supernova e adicionar novas informações para melhorar outros, evidenciando pistas preciosas sobre as mortes explosivas de estrelas massivas.

Este trabalho foi publicado na revista da especialidade Science Advances.

Fonte: ESO

Capturando borboletas magnéticas

Ao longo do último ano, testemunhamos auroras deslumbrantes nos hemisférios norte e sul, conhecidas como Aurora Boreal e Aurora Austral, respectivamente.

© Solar Dynamics Observatory (campos magnéticos interagindo na superfície solar)

Devemos agradecer ao ciclo de atividade solar por esses espetáculos de luz, cuja atividade é impulsionada pelo campo magnético solar. Mas, embora os astrônomos observem a atividade magnética do Sol há séculos, ainda há muito que se desconhece sobre o próprio campo magnético, como onde e como ele se forma. Uma das maneiras pelas quais os pesquisadores estão tentando entender melhor o campo magnético do Sol é encontrando estrelas comparáveis ​​ao Sol com ciclos de atividade para verificar se seus campos magnéticos funcionam de maneira semelhante.

Em uma série de artigos, incluindo um aceito recentemente para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics, pesquisadores descobriram o ciclo magnético de outra estrela, Iota Horologii.

O que é um ciclo magnético? Antes de nos aprofundarmos na pesquisa, é importante entendermos exatamente o que o campo magnético do Sol está fazendo e o que os astrônomos já sabem. Podemos imaginar o Sol e seu campo magnético global como um gigantesco ímã em forma de barra, com seus próprios polos norte (vermelho) e sul (azul), exceto que, neste caso, os polos magnéticos nem sempre permanecem no mesmo lugar. Ao longo de um período de cerca de 11 anos, o ímã em forma de barra inverte-se à medida que o campo magnético global do nosso Sol muda completamente de direção. Após outros 11 anos, ele retorna à sua posição original, completando um ciclo de 22 anos conhecido como ciclo magnético.

O campo magnético do Sol impulsiona a atividade solar, que se manifesta como erupções solares, manchas solares e ejeções de massa coronal, entre outros fenômenos. Todas essas são mudanças visíveis e mensuráveis na superfície e na atmosfera solar, causadas por partes do campo magnético que se torcem e se emaranham, ocasionalmente até mesmo se rompendo e se reconectando, conforme o Sol gira. À medida que o campo magnético global muda de polaridade, ele se torna mais complexo e dinâmico, gerando mais atividade magnética na superfície e criando mais manchas solares. Quando o campo magnético está mais calmo, observamos menos manchas solares e uma atividade solar mais fraca. Na Terra, vemos menos auroras durante o mínimo solar e mais durante o pico da atividade solar. Os astrônomos ainda estão tentando entender como o campo magnético do Sol é gerado e se esse mecanismo é o mesmo para todas as estrelas.

Essa teoria abrangente dos campos magnéticos celestes, chamada Teoria do Dínamo, precisa ser capaz de explicar tudo isso e muito mais: como e onde o campo magnético é gerado? Como isso resulta, no caso do Sol, em um ciclo de atividade de 11 anos e um ciclo magnético de 22 anos? O fato de o Sol ser a única estrela com um campo magnético estudado em detalhes tornou muito desafiador o desenvolvimento de uma teoria sobre campos magnéticos estelares.

Considerando que os astrônomos precisaram de séculos de observações das mudanças na superfície do Sol para conectá-las ao seu ciclo magnético, é uma tarefa bastante complexa fazer o mesmo com outra estrela. Primeiro, é preciso determinar o tipo de atividade estelar que a estrela apresenta em sua superfície. No caso do Sol, essa atividade é caracterizada por pequenas manchas escuras (pontos) acompanhadas por grandes estruturas brilhantes (chamadas fáculas ou plagas). Ao medir as assinaturas que essas estruturas introduzem no espectro estelar, é possível determinar se a estrela tem mais ou menos manchas do que o Sol ou quais estruturas cobrem uma área maior na superfície da estrela. Além disso, em alguns casos, é possível medir a resposta espectral ao campo magnético na superfície da estrela. Isso é conhecido como efeito Zeeman, que faz com que as linhas espectrais se dividam em múltiplos componentes em um campo magnético.

Usando um espectropolarímetro para analisar a polarização e a divisão dessas linhas espectrais, é possível calcular a intensidade e, em alguns casos, a direção do campo magnético, particularmente a componente na linha de visada (a direção que aponta para o observador). Em seguida, os astrônomos precisam procurar uma estrela jovem, pois estrelas mais jovens geralmente têm um ciclo mais rápido e ativo, o que se acredita ser devido às suas maiores velocidades de rotação. Isso as torna alvos ideais, já que exibem diferenças mais pronunciadas em seus espectros ao longo de seus ciclos e precisam ser observadas por um curto período de apenas alguns anos.

Uma estrela como Iota Horologii (Iota Hor), localizada a aproximadamente 56 anos-luz de distância, revelou-se o alvo ideal. Ela está próxima, com 600 milhões de anos de idade, é relativamente jovem para uma estrela e tem tamanho, massa e temperatura superficial semelhantes ao nosso Sol. Ela também abriga um planeta em uma órbita semelhante à da Terra. Estudos anteriores estimaram que Iota Hor poderia ter um ciclo de atividade de apenas 1,6 anos. Esse período foi curto o suficiente para ser confirmado esse ciclo e estudar mais a fundo o ciclo magnético da estrela sem a necessidade de décadas de observação telescópica. 

Foram confirmadas as características importantes da estrela, incluindo seu período de rotação, ciclos de atividade e aspectos dominantes em sua superfície. A pesquisa revelou que Iota Hor completa um ciclo magnético aproximadamente a cada 2,1 anos. Além disso, observando Iota Hor continuamente, a equipe conseguiu reconstruir seu ciclo magnético usando uma técnica chamada imagem Zeeman-Doppler. No Sol, as manchas solares geralmente aparecem em pares, uma com polaridade positiva e outra com polaridade negativa; essa técnica permite que os astrônomos identifiquem manchas em uma estrela, captando imagens das diferentes polaridades que cobrem sua superfície.

Os pesquisadores então plotaram suas imagens da luz polarizada de Iota Hor para ver como a superfície muda ao longo do tempo. Este gráfico final é conhecido como diagrama de borboleta, assim chamado por causa do formato que apresenta quando o mapa é feito para a superfície do Sol. Ao plotar este gráfico para Iota Hor, eles criaram o primeiro “diagrama de borboleta” para uma estrela que não seja o nosso Sol. Ao produzir este “diagrama de borboleta” para outra estrela, eles conseguiram confirmar com sucesso que a estrela exibe um comportamento semelhante ao do Sol, já que seu ciclo de atividade está ligado ao seu ciclo magnético.

O objetivo dessa campanha é criar um banco de estrelas semelhantes ao Sol para estudar, e este é apenas o começo. Para dar continuidade ao trabalho de desvendar os campos magnéticos estelares, os pesquisadores pretendem coletar dados de um grupo inteiro de estrelas em uma região semelhante, com a esperança de confirmar a presença de campos magnéticos.

Fonte: ESO