Nova imagem mostra os restos de uma estrela destruída

Pela primeira vez, os astrônomos obtiveram provas visuais de que uma estrela encontrou o seu fim ao detonar duas vezes.

© ESO (restos da supernova SNR 0509-67.5)

Ao estudarem os restos com centenas de anos de idade da supernova SNR 0509-67.5, com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os cientistas encontraram padrões que confirmam que a estrela que lhe deu origem sofreu um par de explosões. 

Esta descoberta elucida algumas das explosões mais importantes do Universo. A maior parte das supernovas têm origem na morte explosiva de estrelas massivas, contudo existe um tipo que supernova que tem origem em estrelas mais modestas. As anãs brancas, pequenos núcleos inativos que restam depois de estrelas como o nosso Sol queimarem o seu combustível nuclear, podem dar origem a uma supernova de Tipo Ia.

Grande parte do nosso conhecimento sobre a forma como o Universo se expande assenta em supernovas de Tipo Ia, as quais são também a principal fonte de ferro do nosso planeta, incluindo o ferro que temos no sangue. No entanto, e apesar da sua importância, o mistério de longa data do mecanismo exato que desencadeia a sua explosão continua por resolver. 

Todos os modelos que explicam as supernovas de Tipo Ia têm uma anã branca como uma das componentes num binário de estrelas. Se orbitar suficientemente perto da outra estrela do par, a anã branca pode roubar material à sua companheira. Segundo a teoria mais aceita sobre a origem das supernovas de Tipo Ia, a anã branca acumula matéria da sua companheira até atingir uma massa crítica, momento em que sofre uma única explosão. No entanto, estudos recentes sugerem que, pelo menos, algumas supernovas de Tipo Ia explicam-se melhor por uma dupla explosão desencadeada antes de a estrela atingir essa massa crítica. 

Os astrônomos obtiveram agora uma imagem nova que prova que esta hipótese estava correta: pelo menos algumas supernovas de Tipo Ia explodem por meio de um mecanismo de dupla detonação. Neste modelo alternativo, a anã branca acumula em torno de si um manto de hélio capturado de sua companheira, que pode tornar-se instável e incendiar-se. A primeira explosão gera uma onda de choque que se desloca em torno e para o interior da anã branca, gerando uma segunda detonação no núcleo da estrela e acabando por dar origem à supernova.

Até agora, não existiam provas visuais claras de uma dupla detonação numa anã branca. Recentemente, os astrônomos previram que este processo criaria um padrão distinto, ou uma impressão digital, nos restos ainda brilhantes da supernova, que seria visível muito depois da explosão inicial. A teoria sugere que os restos de uma supernova deste tipo conteriam duas conchas de cálcio separadas. Os astrônomos descobriram agora estas estruturas nos restos de uma supernova.

Estes resultados são uma indicação clara de que as anãs brancas podem explodir muito antes de atingirem o famoso limite de massa de Chandrasekhar, e que o mecanismo de dupla detonação ocorre de fato na natureza.

Com o auxílio do instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) montado no VLT, a equipe detectou camadas de cálcio (em azul na imagem) nos restos da supernova SNR 0509-67.5, uma evidência clara de que uma supernova de Tipo Ia pode ocorrer antes da sua anã branca progenitora atingir a massa crítica.

As supernovas de Tipo Ia são fundamentais para compreendermos o Universo, já que se comportam de forma muito consistente e o seu brilho, que podemos prever uma vez que não depende da distância a que se encontram, ajuda na medida de distâncias no espaço. Utilizando-as como uma régua cósmica, os astrônomos descobriram a expansão acelerada do Universo, uma descoberta que mereceu o Prêmio Nobel da Física de 2011. Estudar a forma como estes objetos explodem ajuda-nos a compreender melhor por que razão o seu brilho pode ser tão bem previsto.

Este trabalho de pesquisa foi descrito num artigo que será publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Um planeta leve em torno de TWA 7

Astrônomos captaram fortes evidências da existência de um planeta com uma massa semelhante à de Saturno em órbita da jovem estrela vizinha TWA 7.

© Webb (exoplaneta ao redor da estrela TWA 7)

Nesta imagem a luz da estrela TWA 7 foi subtraída. A localização da estrela está marcada com um círculo e um símbolo de estrela no centro da imagem. Isto deixa visível a luz do disco de detritos ao redor da estrela, bem como outras fontes de infravermelhos. O ponto brilhante no canto superior direito da estrela é a fonte identificada como TWA 7b, dentro do disco de detritos. O ponto laranja mais distante, visível à esquerda da imagem, é uma estrela de fundo não relacionada.

Se confirmada, esta será a primeira descoberta de um planeta por imagem direta do telescópio espacial James Webb e o planeta mais leve alguma vez observado com esta técnica. A equipe detectou uma fraca fonte infravermelha no disco de detritos que rodeia TWA 7, usando o instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb e o seu coronógrafo. 

A fonte está localizada a cerca de 1,5 segundos de arco da estrela no céu, o que, à distância de TWA 7, é cerca de cinquenta vezes a distância da Terra ao Sol. Isto corresponde à posição esperada de um planeta que explicaria as principais características observadas no disco de detritos. 

Usando o coronógrafo do MIRI no dia 21 de junho de 2024, a equipe suprimiu cuidadosamente o brilho da estrela hospedeira para revelar objetos nas proximidades. Esta técnica, designada por imagem de alto contraste, permite aos astrônomos detectar diretamente planetas que, de outra forma, se perderiam na luz avassaladora da sua estrela hospedeira. Depois de subtrair a luz estelar residual usando um avançado processamento de imagem, foi revelada uma tênue fonte infravermelha perto de TWA 7, distinguível de galáxias de fundo ou de objetos do Sistema Solar.

A fonte está localizada numa divisão de um dos três anéis de poeira que foram descobertos em torno de TWA 7 por observações terrestres anteriores. O seu brilho, cor, distância da estrela e posição dentro do anel são consistentes com as previsões teóricas de um planeta jovem, frio e de massa saturniana a esculpir o disco de detritos circundante.

A análise inicial sugere que o objeto, referido como TWA 7b, poderá ser um planeta jovem e frio, com uma massa cerca de 0,3 vezes a de Júpiter (aproximadamente 100 massas terrestres) e uma temperatura próxima de 320 Kelvin (cerca de 47 graus Celsius). A sua localização alinha-se com uma lacuna no disco, sugerindo uma interação dinâmica entre o planeta e os seus arredores. 

Os discos de detritos cheios de poeira e material rochoso encontram-se tanto em torno de estrelas jovens como de estrelas mais velhas, embora sejam mais facilmente detectados em torno de estrelas mais jovens, por serem mais brilhantes. Muitas vezes apresentam anéis ou lacunas visíveis, que se pensa serem criados por planetas que se formaram à volta da estrela, mas ainda não foi detectado um planeta assim dentro de um disco de detritos. Uma vez verificada, esta descoberta marcaria a primeira vez que um planeta foi diretamente associado à formação de um disco de detritos e poderia fornecer o primeiro indício observacional de um disco troiano, uma coleção de poeira presa na órbita do planeta. 

A TWA 7, também conhecida como CE Antilae, é uma estrela jovem (mais ou menos 6,4 milhões de anos) do tipo M localizada a cerca de 111 anos-luz de distância na associação TW Hydrae. O seu disco, quase visto de face, tornou-a um alvo ideal para as observações de alta sensibilidade do Webb no infravermelho médio.

As descobertas realçam a capacidade do Webb para explorar planetas de baixa massa, anteriormente não vistos, em torno de estrelas próximas. As observações em curso e futuras terão como objetivo restringir melhor as propriedades do candidato, verificar o seu estatuto planetário e aprofundar a nossa compreensão da formação de planetas e da evolução do disco em sistemas jovens.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

As jovens estrelas de Touro

Esta imagem foi obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra uma nebulosa de reflexão, identificada como GN 04.32.8.

© Hubble (GN 04.32.8)

Nebulosas de reflexão são nuvens de poeira no espaço que não emitem luz própria, como outras nebulosas. Em vez disso, a luz de estrelas próximas atinge e espalha sua poeira, iluminando-as. Devido à forma como a luz se espalha, muitas nebulosas de reflexão tendem a parecer azuis, incluindo a GN 04.32.8.

A GN 04.32.8 é uma pequena parte do berçário estelar conhecido como Nuvem Molecular de Touro. A apenas cerca de 480 anos-luz da Terra, na constelação de Touro, é um dos melhores locais para estudar estrelas recém-formadas. Esta nebulosa de reflexão é iluminada pelo sistema de três estrelas brilhantes na região central desta imagem, principalmente a estrela variável V1025 Tauri, bem no centro.

Uma destas estrelas se sobrepõe a parte da nebulosa: esta é outra estrela variável chamada HP Tauri, mas é classificada como uma estrela T Tauri, por sua semelhança com outra estrela variável em outras partes do Complexo Molecular de Touro. Estrelas T Tauri são estrelas muito ativas e caóticas em um estágio inicial de sua evolução, então não é surpresa que elas apareçam em um berçário estelar prolífico como este! 

As três estrelas também são chamadas de HP Tau, HP Tau G2 e HP Tau G3; acredita-se que estejam gravitacionalmente ligadas umas às outras, formando um sistema triplo. Observadores com visão aguçada podem notar a pequena mancha laranja achatada, logo à esquerda do centro, abaixo das nuvens da nebulosa, que é atravessada por uma linha escura. Esta é uma protoestrela recém-formada, escondida em um disco protoplanetário que obstrui parte de sua luz. Como o disco está de lado em relação a nós, ele é um candidato ideal para estudo. Os astrônomos estão usando o Hubble para examiná-lo de perto, buscando aprender sobre os tipos de exoplanetas que podem ser formados em discos como ele.

Fonte: ESA

Nova abordagem na exploração de surtos estelares

Astrônomos há muito tempo procuram compreender o intenso comportamento das coroas das "anãs vermelhas" jovens.

© NASA (ilustração de uma ejeção de massa coronal)

As erupções massivas de plasma altamente magnetizado, designadas por ejeções de massa coronal (EMCs), constituem um grande perigo para o clima espacial, uma vez que podem corroer atmosferas planetárias ou desencadear reações químicas nocivas que podem desestabilizar biomoléculas.

As anãs vermelhas abrigam a maior parte dos exoplanetas semelhantes à Terra conhecidos, a distâncias muito mais próximas da estrela do que a distância Terra-Sol. Isto expõe estes exoplanetas a mais destas violentas erupções do que os planetas do Sistema Solar interior. A compreensão da produtividade de grandes EMCs pelas anãs vermelhas é um passo importante na identificação de plausíveis sistemas estrela-planeta que possam albergar vida.

Décadas de observações solares mostraram que grandes eventos de EMCs estão intimamente associados a três tipos distintos de surtos de rádio: tipos II, III e IV. Durante mais de uma década, os pesquisadores monitoraram jovens anãs vermelhas ativas para identificar estes tipos de explosões. Apesar de estas anãs vermelhas terem uma taxa muito elevada de fortes erupções, nunca tinham sido encontrados tipos de explosão rádio associados a EMCs.

Estas estrelas são superativas, produzindo erupções extremamente energéticas como o evento solar Carrington de 1859 muito mais frequentemente. As EMCs associadas ao Evento Carrington interromperam as transmissões telegráficas em todo o mundo e provocaram auroras perto do equador. Isto significou injeções intensas de partículas energéticas na magnetosfera da Terra, levando a fortes correntes elétricas. As erupções estão associadas a enormes reconfigurações do campo magnético na superfície. É isso que produz uma EMC. Assim, com estas estrelas altamente magnetizadas, havia um mistério: porque é que não estamos vendo quaisquer assinaturas de rádio de EMCs?

Os astrônomos compilaram um catálogo de surtos rádio solares associados a EMCs observadas simultaneamente pelas missões Wind e STEREO-A e STEREO-B da NASA. Devido às suas diferentes órbitas em torno do Sol, em qualquer data e hora, estas missões forneceram observações de rádio do mesmo evento a partir de diferentes pontos de observação. Utilizando esta informação, os pesquisadores exploraram o efeito da linha de visão para a região de atividade na detecção destas erupções. A emissão de rádio tem um efeito de feixe inerente, semelhante ao de um raio laser.

Foi descoberto que as regiões ativas têm de estar dentro de um ângulo de visão de cerca de 60 graus da missão ou haverá uma grande degradação do sinal observado, e o evento é muitas vezes indetectável com uma nave espacial desalinhada.

Foi escolhida uma estrela específica, a AD Leo, porque o seu cinturão de regiões ativas está bem alinhado com a nossa linha de visão a partir da Terra. Esta estratégia eliminou qualquer efeito do feixe de emissões que contribuísse para a não detecção. Descobriu-se em AD Leo os indícios de erupções massivas esperadas numa estrela ativa jovem (assinaturas de surtos de rádio Tipo IV e Tipo III de longa duração, normalmente associados a EMCs muito fortes no Sol).

Este é apenas o início de uma nova investigação sobre as estrelas, fornecendo um critério essencial de linha de visão para regiões ativas estelares quando se escolhem alvos de estudo, para além do simples critério da taxa de erupções.

Dois artigos foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal e Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Catholic University of America

Planeta gigante em órbita de estrela minúscula

Astrônomos da Universidade de Warwick e da UCL (University College London) descobriram a menor estrela conhecida abrigando um planeta gigante em trânsito que, de acordo com as principais teorias de formação planetária, não deveria existir.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta TOI-6894)

A estrela TOI-6894 é como muitas outras na Via Láctea, uma pequena anã vermelha com apenas aproximadamente 20% da massa do nosso Sol. Como muitas estrelas pequenas, não se espera que forneça condições adequadas para formar e hospedar um planeta grande. No entanto, uma colaboração global de astrônomos encontrou a assinatura inconfundível de um planeta gigante, chamado TOI-6894 b, em órbita desta pequena estrela. 

Este sistema foi descoberto como parte de uma pesquisa em grande escala de dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), à procura de planetas gigantes em torno de estrelas de baixa massa. 

O planeta TOI-6894 b é um gigante gasoso de baixa densidade com um raio um pouco maior que o de Saturno, mas com apenas mais ou menos 50% da sua massa. TOI-6894 é, até à data, a estrela de menor massa a ter um planeta gigante em trânsito e tem apenas 60% do tamanho da seguinte estrela menor que hospeda um planeta deste tipo. 

A teoria mais aceita da formação de planetas é a chamada teoria da acreção do núcleo. Um núcleo planetário forma-se primeiro por acreção (acumulação gradual de material) e, à medida que o núcleo se torna mais massivo, eventualmente atrai gases que formam uma atmosfera. Depois, torna-se suficientemente massivo para entrar num processo descontrolado de acreção de gás e num gigante gasoso.

Nesta teoria, a formação de gigantes gasosos é mais difícil em torno de estrelas de baixa massa porque a quantidade de gás e poeira num disco protoplanetário em torno da estrela (a matéria-prima para a formação de planetas) é demasiado limitada para permitir a formação de um núcleo suficientemente massivo e da ocorrência do processo de acreção descontrolada. No entanto, a existência de TOI-6894 b sugere que este modelo pode não ser completamente exato e que são necessárias teorias alternativas.

Dada a massa do planeta, TOI-6894 b pode ter sido formado através de um processo intermediário de acreção do núcleo, no qual um protoplaneta se forma e acreta gás de forma constante sem que o núcleo se torne suficientemente massivo para uma acreção descontrolada de gás. Em alternativa, pode ter sido formado devido a um disco gravitacionalmente instável. Em alguns casos, o disco que rodeia a estrela torna-se instável devido à força gravitacional que exerce sobre si próprio. Estes discos podem então fragmentar-se, com o gás e a poeira colapsando para formar um planeta. 

Mas a equipe descobriu que nenhuma das teorias podia explicar completamente a formação de TOI-6894 b a partir dos dados disponíveis, o que deixa a origem deste planeta gigante, por agora, como uma questão em aberto. Um dos métodos para esclarecer o mistério da formação de TOI-6894 b é uma análise atmosférica detalhada. Ao medir a distribuição de material no interior do planeta, é possível determinar o tamanho e a estrutura do núcleo do planeta, o que pode dizer se TOI-6894 b foi formado por acreção ou por um disco instável.

Esta não é a única característica interessante da atmosfera de TOI-6894 b; é incomumente fria para um gigante gasoso. A maioria dos gigantes gasosos encontrados por caçadores exoplanetários são Júpiteres quentes, gigantes gasosos massivos com temperaturas entre 1.000 e 2.000 K. TOI-6894 b, por comparação, tem apenas 420 K. A temperatura fria, juntamente com outras características deste planeta, como trânsitos muito profundos, fazem dele um dos planetas gigantes mais promissores para realizar a caracterização de sua atmosfera.

Com base na irradiação estelar de TOI-6894 b, espera-se que a atmosfera seja dominada pela química do metano, o que é muito raro de identificar. As temperaturas são suficientemente baixas para que as observações atmosféricas possam até mostrar a presença de amoníaco, o que seria a primeira vez que tal substância seria encontrada na atmosfera de um exoplaneta.

A atmosfera de TOI-6894 b já está agendada para ser observada pelo telescópio espacial James Webb nos próximos 12 meses. Isto deverá permitir aos astrônomos determinar qual das teorias possíveis pode explicar a formação deste planeta inesperado.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University College London

Estrela excêntrica desafia explicações simples

Cientistas descobriram uma estrela com um comportamento diferente de todas as outras já observadas, fornecendo novas pistas sobre a origem de uma nova classe de objetos misteriosos.

© NASA (ASKAP J1832)

Uma imagem de campo amplo de ASKAP J1832 (o ponto roxo no círculo) em raios X, no rádio e no infravermelho.

Uma equipe de astrônomos combinou dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder), na Austrália Ocidental, para estudar as peculiaridades do objeto descoberto conhecido como ASKAP J1832−0911 (ASKAP J1832 para abreviar), localizado a 15.000 anos-luz da Terra. 

ASKAP J1832 pertence a uma classe de objetos chamados "transientes de rádio de longo período", descobertos em 2022, que variam em intensidade de ondas de rádio de forma regular ao longo de dezenas de minutos. Corresponde a milhares de vezes mais do que a duração das variações repetidas observadas nos pulsares, que são estrelas de nêutrons em rápida rotação que apresentam variações repetidas várias vezes por segundo.

ASKAP J1832 tem ciclos de intensidade de ondas de rádio a cada 44 minutos, o que o coloca nesta categoria de transientes de rádio de longo período. Usando o Chandra, a equipe descobriu que ASKAP J1832 também varia regularmente em raios X a cada 44 minutos. Esta é a primeira vez que tal sinal de raios X é encontrado num transiente de rádio de longo período.

Usando o Chandra e o ASKAP, foi descoberto que o objeto também diminuiu drasticamente os raios X e as ondas de rádio ao longo de seis meses. Esta combinação do ciclo de 44 minutos em raios X e ondas rádio, além das mudanças que duram meses, é diferente de tudo o que já foi visto na Via Láctea. Os cientistas estão agora tentando descobrir se ASKAP J1832 é representativo dos transientes de rádio de longo período e se o seu comportamento bizarro ajuda a desvendar a origem destes objetos.

Os astrônomos argumentam que é improvável que ASKAP J1832 seja um pulsar ou uma estrela de nêutrons puxando material de uma estrela companheira, porque as suas propriedades não correspondem às intensidades típicas dos sinais de rádio e raios X desses objetos. Algumas das propriedades de ASKAP J1832 poderiam ser explicadas por uma estrela de nêutrons com um campo magnético extremamente forte, chamada magnetar, com uma idade superior a meio milhão de anos. No entanto, outras características de ASKAP J1832, como a sua emissão de rádio brilhante e variável, são difíceis de explicar para um magnetar relativamente antigo.

No céu, ASKAP J1832 parece estar dentro de um remanescente de supernova, os restos de uma estrela que explodiu, que muitas vezes contêm uma estrela de nêutrons formada pela supernova. No entanto, foi determinado que indica provavelmente uma coincidência e que os dois não estão associados, o que conduz a possibilidade de que ASKAP J1832 não contenha uma estrela de nêutrons. 

É possível que uma anã branca isolada não explica os dados, mas que uma estrela anã branca com uma estrela companheira talvez poderia. No entanto, isso exigiria o campo magnético mais forte já conhecido para uma anã branca na nossa Galáxia.

O Chandra detectou ASKAP J1832 em raios X em duas observações realizadas em fevereiro de 2024, num momento em que a fonte estava incomumente intensa no rádio. Uma terceira observação do Chandra ocorreu em agosto de 2024, quando a fonte estava cerca de 1.000 vezes mais fraca em ondas de rádio do que em fevereiro, mas não foram observados raios X. Isso mostra que a fonte tinha diminuído pelo menos dez vezes em raios X desde a observação inicial.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics