A brilhante estrela Betelgeuse tem provavelmente uma companheira

A décima estrela mais brilhante do céu noturno, Betelgeuse, pode afinal não estar à beira de explodir como uma supernova, de acordo com um novo estudo sobre o seu aumento e diminuição de brilho.

© Simons Fundation (Betelgeuse e da sua provável companheira Betelbuddy)

Ao invés, uma pesquisa recente mostra que a pulsação observada da luz estelar é provavelmente causada por uma estrela companheira que orbita Betelgeuse. Formalmente designada por Alpha Ori B, "Betelbuddy" (como lhe chama o astrofísico Jared Goldberg) que empurra para fora do caminho poeiras que bloqueiam a luz e fazendo com que Betelgeuse pareça temporariamente mais brilhante. 

Betelgeuse é uma estrela gigante vermelha com cerca de 100.000 vezes o brilho do nosso Sol e mais de 400 milhões de vezes o seu volume. A estrela está se aproximando do final da sua vida e, quando morrer, a explosão resultante será suficientemente brilhante para ser vista durante o dia e durante semanas. 

Os astrônomos podem prever quando Betelgeuse vai morrer, "verificando o seu pulso". É uma estrela variável, o que significa que fica mais brilhante e mais fraca, pulsando como um batimento cardíaco. No caso de Betelgeuse, há dois batimentos: um que pulsa numa escala de tempo um pouco superior a um ano e outro que pulsa numa escala de tempo de cerca de seis anos. Um destes batimentos é o modo fundamental de Betelgeuse, um padrão de aumento e diminuição de brilho que é intrínseco à própria estrela. Se o modo fundamental da estrela for o seu batimento de longa escala, então Betelgeuse pode estar pronta para explodir mais cedo do que o esperado.

No entanto, se o seu modo fundamental for o seu batimento de curta escala, como sugerem vários estudos, então o seu batimento mais longo é um fenômeno chamado período secundário longo. Nesse caso, este mais longo aumento e diminuição de brilho seria provocado por algo externo à estrela. 

Os cientistas ainda não sabem ao certo o que causa os longos períodos secundários, mas uma das principais teorias é que surgem quando uma estrela tem uma companheira que a rodeia e atravessa a poeira cósmica que é produzida e expelida pela estrela. A poeira deslocada altera a quantidade de luz estelar que chega à Terra, mudando o brilho aparente da estrela. 

Os pesquisadores exploraram a possibilidade de outros processos causarem o longo período secundário, tais como a agitação no interior da estrela ou alterações periódicas no seu poderoso campo magnético. Depois de combinarem dados de observações diretas de Betelgeuse com modelos computacionais avançados que simulam a atividade da estrela, a equipe concluiu que Betelbuddy é de longe a explicação mais provável. Ainda não foi possível determinar exatamente a natureza de Betelbuddy, mas presume que seja uma estrela com o dobro da massa do Sol. 

Uma hipótese mais exótica é que a companheira seja uma estrela de nêutrons, ou seja, o núcleo de uma estrela que já se tornou supernova. No entanto, nesse caso, seria de esperar ver evidências disso através de observações em raios X, o que não aconteceu. 

A seguir, a equipe irá captar imagens de Betelbuddy com telescópios, uma vez que haverá uma potencial janela de visibilidade por volta de 6 de dezembro.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Wyoming

Um buraco negro rebelde

Pesquisadores na China descobriram um buraco negro de baixa massa dentro da ilusória lacuna de massa, desafiando o consenso científico anterior.

© SciTechDaily (buraco negro num amplo sistema binário)

Ao combinar velocidade radial e astrometria, eles identificaram esse buraco negro em um amplo sistema binário, desafiando teorias existentes sobre evolução binária e formação de buracos negros. 

Essa descoberta significativa não apenas adiciona um novo membro à gama conhecida de massas de buracos negros, mas também fornece percepções cruciais sobre a dinâmica de sistemas binários e evolução estelar. A pesquisa foi conduzida por uma equipe liderada pelo Dr. Song Wang, um pesquisador associado dos Observatórios Astronômicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências (NAOC). 

Nas últimas seis décadas, cientistas descobriram duas dúzias de buracos negros de massa estelar usando métodos de raios X. A distribuição de massa desses buracos negros, principalmente entre 5 a 25 massas solares, mostra uma escassez de buracos negros com massas variando de três a cinco massas solares. A lacuna de massa pode ser causada por mecanismos especiais durante explosões de supernovas que impedem a formação de buracos negros dentro dessa faixa de massa. Também pode ser devido ao viés observacional, já que binários incluindo buracos negros de menor massa são mais facilmente interrompidos por chutes natais durante explosões de supernovas e, portanto, são mais difíceis de detectar. 

Embora observações recentes de ondas gravitacionais pelo Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory tenham revelado a existência de objetos compactos dentro dessa lacuna de massa, a questão de se buracos negros de baixa massa poderiam existir em binários continua sendo uma questão de debate. Esperava-se que tal sistema fosse não interativo e sem emissão de raios X e poderia ser pesquisado usando métodos de velocidade radial e astrométricos. 

Usando espectroscopia obtida do Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) e dados astrométricos do Gaia, este estudo conduziu uma busca por binários contendo componentes compactos. Os pesquisadores descobriram um objeto escuro de baixa massa localizado no sistema binário G3425. A estrela visível é uma gigante vermelha com uma massa de cerca de 2,7 massas solares, enquanto a massa do objeto escuro é de cerca de 3,6 massas solares, com um intervalo de 3,1 a 4,4 massas solares. Não há contribuição de luz de nenhum outro componente no sistema além da gigante vermelha, provando que o companheiro escuro é um buraco negro, com sua massa caindo dentro da lacuna de massa. 

O estudo demonstra que a combinação de velocidade radial e astrometria pode efetivamente detectar objetos compactos quiescentes em sistemas binários. Este sistema intrigante sugere fortemente a existência de sistemas binários contendo buracos negros de baixa massa e pode fornecer informações sobre a formação e evolução de sistemas binários.

Fonte: Nature Astronomy

Como estrelas binárias mudam a sua dança estelar com a idade

Uma pesquisa realizada pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) descobriu que, em sistemas binários, as estrelas que evoluem para gigantes vermelhas alteram a forma como giram com as suas companheiras, tornando as suas órbitas mais circulares.

© Casey Reed (ilustração de um sistema estelar binário)

O resultado foi obtido após o estudo de cerca de 1.000 estrelas oscilantes de tipo solar em sistemas binários, o maior número de objetos deste tipo até à data. Para a sua identificação, foram explorados o terceiro catálogo de dados Gaia (Gaia-DR3) e os catálogos Kepler e TESS da NASA. 

As estrelas binárias, sistemas compostos por duas estrelas ligadas gravitacionalmente, são tesouros para a astrofísica estelar. As duas estrelas do sistema nasceram juntas da mesma nuvem interestelar e, por isso, têm a mesma idade, composição química e distância. Isto significa que podemos derivar as suas propriedades fundamentais, como a massa e a idade, com grande certeza e testar o nosso conhecimento da física estelar. O estudo das interações estrela-estrela em tais sistemas é outro aspecto da astrofísica que nos ajuda a compreender melhor a interação entre os planetas e a sua estrela hospedeira. 

Uma técnica poderosa para estudar as estrelas em tais sistemas é chamada asterossismologia. Tal como utilizamos a sismologia da Terra para compreender melhor a estrutura interna do nosso próprio planeta, a asterossismologia permite-nos inferir a estrutura interna e a dinâmica das estrelas através do estudo das variações periódicas de brilho causadas pelas oscilações estelares. Se um ou ambos os componentes do sistema mostrarem sinais de vibrações ou oscilações estelares, então é possível obter uma imagem abrangente da estrutura e evolução estelares a partir da inferência destas oscilações. Mas encontrar estrelas oscilantes como o nosso Sol, em sistemas binários, tem sido tradicionalmente como procurar uma agulha num palheiro. 

Quando estrelas como o Sol envelhecem, estão sujeitas a mudanças dramáticas. Quando o Sol tiver esgotado o hidrogênio do seu núcleo, transformar-se-á numa estrela gigante vermelha, expandindo as suas camadas exteriores dezenas a centenas de vezes o atual raio solar. Consequentemente, se as estrelas de um sistema binário estiverem suficientemente próximas, estas alterações de tamanho afetarão presumivelmente a dança das duas companheiras estelares, que começarão a interagir através das marés. Ao longo do tempo, as marés reduzem a excentricidade das órbitas de um sistema, tornando-as cada vez mais circulares. 

Usando técnicas asterossísmicas para distinguir entre gigantes vermelhas menos e mais evoluídas, os pesquisadores demonstram que, de fato, as gigantes mais evoluídas encontram-se em órbitas com excentricidades mais baixas. Estes são os efeitos acumulados da interação das marés. 

A equipe está otimista em relação ao lançamento do próximo catálogo de dados Gaia (Gaia DR4) e à futura missão PLATO da ESA. A missão PLATO fornecerá dados para estudar muitas mais estrelas oscilantes, sistemas binários e estrelas que abrigam exoplanetas.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Reaberto o mistério de um planeta que não deveria existir

Uma nova investigação poderá ter reavivado o mistério de 8 Ursae Minoris b, um exoplaneta aparentemente condenado que não deveria existir.

© M. Garlick (ilustração de exoplaneta sendo engolido por estrela)

Quando foi descoberto pela primeira vez, o exoplaneta 8 Ursae Minoris b (8 UMi b; também chamado Halla) intrigou os astrônomos. O planeta deveria ter sido engolido pela sua estrela hospedeira quando esta se transformou numa gigante vermelha, mas não havia dúvidas de que o planeta estava lá, puxado resolutamente pela sua estrela quando completava cada órbita de 93 dias. 

Anteriormente, os pesquisadores explicaram esta impossibilidade sugerindo que 8 UMi foi em tempos uma estrela de massa inferior com uma companheira estelar próxima. Quando 8 UMi começou a sua expansão para uma gigante vermelha, engoliu a sua companheira. O subsequente abalo no interior de 8 UMi alterou o seu percurso evolutivo e parou a sua expansão, salvando 8 UMi b de um destino ardente. 

A chave para testar esta hipótese é determinar a idade de 8 UMi: se a estrela for velha, com cerca de 9 bilhões de anos, então o cenário de fusão binária é viável. Se a estrela for jovem, isso tornaria a fusão bastante improvável, e o mistério de 8 UMi b continuará existindo. 

Uma equipe de cientistas estelares liderada por Huiling Chen (Universidade de Pequim) decidiu determinar a idade de 8 UMi. A equipe utilizou informação da posição e dados de fotometria da nave espacial Gaia, bem como um espetro de alta resolução da estrela obtido pelo telescópio de 1,93 metros do Observatório de Haute-Provence, na França. Estas medições permitiram determinar a temperatura da estrela, a gravidade da superfície e a composição química. 

Usando estes dados, estimou-se a idade de 8 UMi com três métodos diferentes: isócronas estelares (relações teóricas entre brilho e temperatura para estrelas com massas diferentes, mas com a mesma idade), cinemática e abundâncias químicas. Os três métodos produziram estimativas de idade na ordem dos 1,9 a 3,5 bilhões de anos, muito mais jovem do que os quase 9 bilhões de anos estimados para o cenário de fusão binária.

A idade recentemente calculada para 8 UMi tornaria extremamente improvável que uma fusão com uma companheira binária fosse responsável por salvar 8 UMi b de ser engolido. Como é que, então, este planeta existe? 

Embora Chen e os seus colaboradores sublinhem que é necessário mais trabalho para resolver o mistério de uma vez por todas, uma das propriedades estelares recentemente obtidas pode fornecer uma explicação: estima-se a massa de 8 UMi em 1,7 massas solares, o que é cerca de 13% maior do que as estimativas anteriores. Esta massa maior poderia significar que 8 UMi é ligeiramente mais compacta do que o esperado, e significaria que o período orbital de 8 UMi b corresponde a uma distância orbital ligeiramente maior, apenas suficientemente grande para o planeta conseguir sobreviver na orla da sua estrela. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: American Astronomical Society

Um planeta que desafia a morte

Quando o nosso Sol chegar ao fim da sua vida, se expandirá até 100 vezes o seu tamanho atual, envolvendo a Terra.

© A. Makarenko (ilustração do sistema Baekdu)

Este é possível cenário em que Baedku que era originalmente um sistema binário composto por uma estrela gigante vermelha em órbita de uma estrela anã branca. A proximidade do par estelar permitiu a transferência de material entre as duas estrelas, levando à sua eventual fusão. O planeta Halla está em primeiro plano, orbitando perigosamente perto, mas suficientemente longe para sobreviver ao impacto da colisão explosiva do par estelar.

Muitos planetas em outros sistemas solares enfrentam um destino semelhante à medida que as suas estrelas hospedeiras envelhecem. Mas nem toda a esperança está perdida: astrônomos do IfA (Institute for Astronomy) da Universidade do Havaí fizeram a notável descoberta da sobrevivência de um planeta após o que deveria ter sido a morte certa devido a sua estrela. 

O planeta semelhante a Júpiter, 8 UMi b, oficialmente chamado Halla, orbita a estrela gigante vermelha Baekdu (8 UMi) a apenas metade da distância que separa a Terra do Sol. Utilizando dois observatórios na ilha do Havaí, o Observatório W. M. Keck e o CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope), uma equipe de astrônomos descobriu que Halla persiste apesar da evolução normalmente perigosa de Baekdu. 

Utilizando observações das oscilações estelares de Baekdu feitas pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, descobriram que a estrela está queimando hélio no seu núcleo, o que indica que já se tinha expandido enormemente até se tornar uma estrela gigante vermelha. A estrela teria inchado até 1,5 vezes a distância orbital do planeta, engolindo-o no processo, antes de encolher para o seu tamanho atual a apenas um-décimo desta distância.

O planeta Halla foi descoberto em 2015 por astrônomos da Coreia do Sul utilizando o método da velocidade radial, que mede o movimento periódico de uma estrela devido à força gravitacional do planeta que a orbita. Após a descoberta de que a estrela deve ter sido, em tempos, maior do que a órbita do planeta, a equipe do IfA realizou observações adicionais entre 2021 e 2022 usando o HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer) do Observatório Keck e o instrumento ESPaDOnS (Echelle SpectroPolarimetric Device for the Observation of Stars) do CFHT. 

Estes novos dados confirmaram que a órbita quase circular de 93 dias do planeta permaneceu estável durante mais de uma década e que o movimento para trás e para a frente deve ser devido a um planeta. A uma distância de 0,46 UA (unidades astronômicas, igual a distância Terra-Sol) da sua estrela, o planeta Halla assemelha-se a planetas  "quentes", parecidos a Júpiter, que se pensa terem começado em órbitas maiores antes de migrarem para o interior, perto das suas estrelas. No entanto, face a uma estrela hospedeira em rápida evolução, tal origem torna-se uma via de sobrevivência extremamente improvável para o planeta Halla. 

Outra teoria para a sobrevivência do planeta é o fato de nunca ter enfrentado o perigo de ser engolido. Tal como o famoso planeta Tatooine da saga "Guerra das Estrelas", que orbita dois sóis, a estrela hospedeira Baekdu pode ter sido originalmente duas estrelas, segundo a equipe. A fusão destas duas estrelas pode ter impedido qualquer uma delas de se expandir o suficiente para engolir o planeta. Uma terceira possibilidade é que Halla seja um relativo recém-nascido, que a colisão violenta entre as duas estrelas tenha produzido uma nuvem de gás a partir da qual o planeta se formou. O planeta Halla pode ser um planeta de "segunda geração" nascido recentemente.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Betelgeuse está quase 50% mais brilhante que o normal

Desde o evento Grande Escurecimento que ocorreu na segunda metade de 2019 e no início de 2020, a estrela gigante vermelha Betelgeuse simplesmente não vai parar com a anormalidade.

© ESO / ALMA (Betelgeuse)

Os ciclos regulares de flutuação de brilho da estrela moribunda mudaram, e agora Betelgeuse tornou-se incomumente brilhante. Há dez dias, ela estava com 142% de seu brilho normal. Tem flutuado para cima e para baixo em pequena escala, mas em uma tendência ascendente constante por meses e atingiu um pico recente de 156% em abril. 

Atualmente, Betelgeuse é a 7ª estrela mais brilhante no céu, acima de sua posição normal como a 10ª mais brilhante, provocando especulações de que Betelgeuse está prestes a explodir em uma espetacular supernova. Infelizmente, provavelmente não é. 

Embora Betelgeuse esteja à beira da morte em escalas de tempo cósmicas, em escalas de tempo humanas, sua supernova pode estar a 100.000 anos de distância. De acordo com os cientistas, é mais provável que seu comportamento atual seja um pouco instável após o escurecimento de 2019, e a estrela retornará ao normal dentro de uma década.

Betelgeuse, localizada a cerca de 700 anos-luz da Terra, é uma das estrelas mais interessantes do céu. Ela paira acima de nós, brilhando como um olho injetado, uma estrela no estágio de gigante vermelha que marca o fim de sua vida. Mas Betelgeuse é um tipo incomum de estrela, mesmo para uma gigante vermelha. 

Era uma vez um monstro absoluto: uma estrela tipo O azul-branca, a classe de peso estelar mais massiva. Estrelas com esta faixa de massa queimam seus estoques de hidrogênio mais rapidamente do que estrelas mais leves; Betelgeuse tem apenas cerca de 8 a 8,5 milhões de anos. Compare isso com uma estrela como o Sol, que com 4,6 bilhões de anos, está apenas na metade de sua vida de queima de hidrogênio. Betelgeuse mudou seu tipo espectral, pois quase esgotou suas reservas de hidrogênio. Agora está fundindo hélio em carbono e oxigênio e expandiu para um tamanho gigantesco: cerca de 764 vezes o tamanho do Sol e cerca de 16,5 a 19 vezes sua massa. 

Eventualmente, ficará sem combustível para queimar, virar supernova, jogar fora seu material externo e seu núcleo entrará em colapso em uma estrela de nêutrons. O evento Grande Escurecimento viu a estrela diminuir o brilho em uma quantidade considerável, quase 25%. Os astrônomos correram para descobrir a causa; descobriu-se que o resfriamento na superfície de Betelgeuse causou a condensação de uma enorme nuvem de poeira na estrela. Esta nuvem foi posteriormente ejetada, obscurecendo parcialmente Betelgeuse, fazendo com que parecesse escurecer. Comportamento bastante normal para uma estrela gigante vermelha. 

Betelgeuse também apresentava flutuações de brilho em ciclos regulares. O mais longo destes ciclos é de cerca de 5,9 anos; outro é de 400 dias. Mas parece que o Grande Escurecimento causou algumas mudanças nestas flutuações. 

Um novo artigo, liderado pelo astrofísico Morgan MacLeod, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, descobriu que o ciclo de 400 dias parece ter caído pela metade. Este ciclo de pulsação é impulsionado pela expansão e contração dentro da estrela. De acordo com as simulações conduzidas por MacLeod e seus colegas, uma pluma convectiva dentro de Betelgeuse pode ter surgido, tornando-se o material que se desprende da estrela. Durante o processo, esta ressurgência interrompeu a fase do ciclo de 400 dias, produzindo um ciclo de aproximadamente 200 dias que a estrela está exibindo atualmente. 

Portanto, Betelgeuse ainda está se recuperando do Grande Escurecimento, o que significa que não é improvável que seu brilho atual também esteja relacionado a fatores em andamento. No entanto, a equipe prevê que, eventualmente, a normalidade voltará para Betelgeuse, e continuará vivendo seu crepúsculo de milênios de forma relativamente pacífica por algum tempo.

Fonte: Universe Today

Descoberta estrela gigante pulsante

Uma estrela gigante vermelha a milhares de anos-luz de distância “piscou”, escurecendo significativamente por sete longos anos, antes de voltar ao normal.

© A. Tzanidakis (ilustração da estrela Gaia17bpp)

Entre 2012 e 2019, uma estrela gigante vermelha inchada a cerca de 26.000 anos-luz de distância na constelação de Sagitário, a Flecha, foi mais de 60 vezes (4,5 magnitudes) mais fraca do que o normal. 

“As estrelas normalmente não fazem isso”, diz Anastasios Tzanidakis, da Universidade de Washington. Ele e seus colegas acham que o escurecimento extremamente longo e profundo aconteceu quando uma companheira em órbita lenta, cercada por um enorme disco de poeira absorvente, bloqueou a luz da gigante vermelha. 

O comportamento estranho da estrela foi detectado pela primeira vez pela missão Gaia da Agência Espacial Europeia (ESA). Em 2017, quatro anos após seu lançamento, Gaia viu como a estrela, agora conhecida como Gaia17bpp, começou a brilhar de magnitude 20,5 atingindo magnitude 16 em 2019. No ano passado, Tzanidakis e seus colegas verificou os dados existentes de outros telescópios para confirmar que o eclipse longo e profundo havia começado em 2012. Observações arquivadas ainda mais antigas revelaram que Gaia17bpp não mostrou nenhum outro comportamento inesperado desde 1950. 

Então, o que pode fazer com que uma estrela gigante vermelha se torne mais de 60 vezes mais escura por sete anos a fio? De acordo com a equipe, a única explicação viável é um enorme disco de material absorvente, com algumas centenas de milhões de quilômetros de diâmetro, em torno de uma fraca estrela companheira que está em uma órbita de séculos ao redor da gigante vermelha. O disco pode consistir em poeira soprada para o espaço pela estrela gigante e posteriormente capturada por sua companheira, ou pode ser um disco de detritos pertencente a uma estrela anã branca.

No ano passado, Guillermo Torres, do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA) e seu colega Kristy Sakano relataram a descoberta de uma “companheira empoeirada” semelhante orbitando a estrela brilhante Eta (η) Geminorum a cada 8,2 anos. 

Um exemplo muito mais conhecido é o Epsilon (ε) Aurigae, que experimenta eclipses de dois anos a cada 27 anos. No caso de Gaia17bpp, no entanto, o período orbital deve estar na escala de séculos, dada a longa duração do evento. 

Captar os eclipses à medida que ocorrem ajudará a identificar a composição do material absorvente, pois deixará uma impressão digital espectroscópica reveladora na luz da estrela. Eventualmente, os astrônomos também esperam aprender como estes estranhos sistemas binários surgem em primeiro lugar.

Fonte: Astronomy

Algumas estrelas gigantes vermelhas apresentam perda de peso

Astrônomos da Universidade de Sydney encontraram pela primeira vez um tipo menos massivo de estrela gigante vermelha.

© NASA/M. Weiss (estrela gigante vermelha transfere massa para anã branca)

Estas estrelas sofreram uma dramática perda de peso, possivelmente devido a uma companheira estelar gananciosa. A descoberta é um passo importante para compreender a vida das estrelas na Via Láctea, as nossas vizinhas mais próximas. 

Existem milhões de estrelas gigantes vermelhas na nossa Galáxia. Estes objetos luminosos e menos quentes são o que o nosso Sol se tornará dentro de quatro bilhões de anos. Há já algum tempo que os astrônomos preveem a existência de gigantes vermelhas menos massivas. Depois de terem encontrado cerca de 40 gigantes vermelhas menos massivas, escondidas num mar de gigantes normais, a equipe da Universidade de Sydney pode finalmente confirmar a sua existência. Estas gigantes vermelhas são menores em tamanho ou menos massivas do que as gigantes vermelhas normais.

Como e porque é que emagreceram? A maioria das estrelas no céu pertencem a sistemas binários, ou seja, duas estrelas ligadas gravitacionalmente uma à outra. Quando as estrelas em binários íntimos incham, à medida que as estrelas envelhecem, algum material pode alcançar a esfera gravitacional da sua companheira e ser sugado.

A equipe analisou dados de arquivo do telescópio espacial Kepler da NASA. De 2009 a 2013, o telescópio registou continuamente variações de luminosidade em dezenas de milhares de gigantes vermelhas. Utilizando este conjunto de dados incrivelmente preciso e grande, foi realizado um censo minucioso desta população estelar, fornecendo as bases para detectar tais objetos. 

Foram revelados dois tipos incomuns de estrelas: gigantes vermelhas de massa muito baixa e gigantes vermelhas subluminosas (de brilho inferior). As estrelas de massa muito baixa têm apenas 0,5 a 0,7 massas solares, cerca de metade da massa do nosso Sol. Se as estrelas de massa muito baixa não tivessem perdido massa de repente, as suas massas indicariam que eram mais velhas do que a idade do Universo, caracterizando uma impossibilidade. As estrelas subluminosas, por outro lado, têm massas normais, que vão de 0,8 a 2,0 massas solares. Contudo, são mais tênues, por isso são subluminosas em comparação com as gigantes vermelhas normais. Apenas foram encontradas sete estrelas subluminosas, sendo possível que muitas mais estão escondidas na amostra.

Estes pontos de dados incomuns não podiam ser explicados por simples expectativas da evolução estelar. Isto levou os pesquisadores a concluir que outro mecanismo deve estar em ação, forçando estas estrelas a sofrer uma dramática perda de peso: o roubo de massa por estrelas próximas.

Os astrônomos apoiaram-se na asterosismologia - o estudo das vibrações estelares - para determinar as propriedades das gigantes vermelhas. Os métodos tradicionais para estudar uma estrela estão limitados às suas propriedades de superfície, por exemplo, a temperatura e luminosidade da superfície. Em contraste, a asterosismologia, que utiliza ondas sonoras, estuda o que está abaixo. As ondas penetram o interior estelar, fornecendo informações ricas sobre outra dimensão.

Os pesquisadores conseguiram determinar com precisão as fases evolutivas, massas e tamanhos das estrelas com este método. E quando olharam para as distribuições destas propriedades, algo fora do comum foi imediatamente visto: algumas estrelas têm massas pequenas ou tamanhos pequenos.

A descoberta foi publicada na Nature Astronomy.

Fonte: University of Sydney

Uma estrela moribunda com final explosivo

Pela primeira vez, os astrônomos viram em "tempo real" o fim dramático da vida de uma supergigante vermelha, observando a rápida autodestruição e morte da estrela antes de se transformar numa supernova do Tipo II.

© A. Makarenko (ilustração de estrela supergigante vermelha)

Usando dois telescópios no Havaí, o Pan-STARRS do Instituto de Astronomia da Universidade do Hawai'i em Haleakalā, Maui e o Observatório W. M. Keck em Maunakea, Havaí, astrônomos que trabalhavam no levantamento YSE (Young Supernova Experiment) observou a supergigante vermelha durante os seus últimos 130 dias, que culminou na sua detonação mortal.

A detecção direta de atividade pré-supernova numa estrela supergigante vermelha nunca tinha sido observada antes numa supernova comum do Tipo II. Pela primeira vez, é vista uma estrela supergigante vermelha explodir!" 

O Pan-STARRS detectou pela primeira vez a estrela massiva condenada no verão de 2020 graças à enorme quantidade de luz que irradiava. Alguns meses mais tarde, no outono de 2020, uma supernova iluminou o céu. A equipe rapidamente captou o poderoso flash e obteve o primeiro espectro da explosão energética, denominada SN 2020tlf, usando o instrumento LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) do observatório Keck. 

Os dados mostraram evidências diretas de material circunstelar denso ao redor da estrela no momento da explosão, provavelmente o mesmo gás que o Pan-STARRS tinha fotografado sendo ejetado violentamente no início do verão.

A equipe continuou monitorando a SN 2020tlf após a explosão; com base nos dados obtidos pelos instrumentos DEIMOS (DEep Imaging and Multi-Object Spectrograph) e NIRES (Near Infrared Echellette Spectrograph) do observatório Keck, determinaram que a supergigante vermelha progenitora de SN 2020tlf, localizada na galáxia NGC 5731, a cerca de 120 milhões de anos-luz de distância, era 10 vezes mais massiva do que o Sol. 

A descoberta desafia as ideias anteriores de como as estrelas supergigantes vermelhas evoluem mesmo antes de explodirem. Antes deste evento, todas as supergigantes vermelhas observadas antes da explosão estavam relativamente quiescentes: não mostravam qualquer evidência de erupções violentas ou emissão luminosa, como foi observado antes de SN 2020tlf. Contudo, esta nova detecção de radiação luminosa proveniente de uma supergigante vermelha no seu último ano antes da explosão sugere que pelo menos algumas destas estrelas devem sofrer alterações significativas na sua estrutura interna, o que resulta então na ejeção tumultuosa de gás momentos antes do seu colapso.

A descoberta abre um caminho para levantamentos transientes como o YSE para buscar radiação luminosa proveniente de supergigantes vermelhas, e para reunir mais evidências de que tal comportamento pode assinalar a destruição iminente de uma estrela massiva. 

A detecção de mais eventos como SN 2020tlf terá um impacto relevante na definição dos meses finais da evolução estelar.

A descoberta foi publicada no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Coleção de estrelas gigantes vermelhas pulsantes

Usando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, os astrônomos identificaram uma coleção sem precedentes de estrelas gigantes vermelhas pulsantes por todo o céu.

© NASA/Chris Smith (ilustração de estrelas gigantes vermelhas)

Estas estrelas, cujos ritmos surgem de ondas sonoras internas, fornecem os acordes iniciais de uma exploração sinfônica da nossa vizinhança galáctica. O TESS caça principalmente mundos localizados além do nosso Sistema Solar, também conhecidos como exoplanetas.

Mas as suas medições sensíveis do brilho estelar tornam o TESS ideal para estudar oscilações estelares, uma área de pesquisa chamada asterosismologia. "O nosso resultado inicial, usando medições estelares ao longo dos primeiros anos do TESS, mostra que podemos determinar as massas e os tamanhos destas gigantes oscilantes com uma precisão que só vai melhorar à medida que o TESS avança," disse Marc Hon, associado do telescópio espacial Hubble na Universidade do Havaí em Honolulu. "O que é realmente aqui incomparável é que a ampla cobertura do TESS permite-nos fazer estas medições uniformemente em quase todo o céu." 

As ondas sonoras que viajam através de qualquer objeto, uma corda de violão, um tubo de órgão ou o interior da Terra e do Sol, podem refletir e interagir, reforçando algumas ondas e cancelando outras. Isto pode resultar num movimento ordenado chamado ondas estacionárias, que criam os tons nos instrumentos musicais.

Logo abaixo da superfície de estrelas como o Sol, o gás quente sobe, arrefece e depois desce, onde é aquecido novamente, como uma panela de água fervendo num fogão. Este movimento produz ondas de mudança de pressão, gerando ondas sonoras, que interagem, em última análise conduzindo oscilações estáveis com períodos de alguns minutos que produzem mudanças sutis de brilho.

Para o Sol, estas variações totalizam algumas partes por milhão. Estrelas gigantes com massas semelhantes à do Sol pulsam muito mais devagar e as alterações de brilho correspondentes podem ser centenas de vezes maiores.

As oscilações no Sol foram observadas pela primeira vez na década de 1960. As oscilações do tipo solar foram detectadas em milhares de estrelas pelo telescópio espacial francês CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits), que operou de 2006 a 2013. As missões Kepler e K2 da NASA, que estudaram o céu de 2009 a 2018, descobriram dezenas de milhares de gigantes oscilantes. Agora, o TESS aumenta este número em mais de 10 vezes.

São as diferenças físicas entre um violoncelo e um violino que produzem os seus sons distintos. Da mesma forma, as oscilações estelares dependem da estrutura interna, da massa e do tamanho de cada estrela. Isto significa que a asterosismologia pode ajudar a determinar propriedades fundamentais para um grande número de estrelas com precisões não alcançáveis de outra forma. 

Quando estrelas semelhantes em massa ao Sol evoluem para gigantes vermelhas, a penúltima fase das suas vidas estelares, as suas camadas externas expandem 10 vezes ou mais. Estes vastos invólucros gasosos pulsam com períodos mais longos e amplitudes maiores, o que significa que as suas oscilações podem ser observadas em estrelas mais fracas e mais numerosas. 

As imagens obtidas pelo TESS foram usadas para desenvolver curvas de luz (gráficos de mudança de brilho) para quase 24 milhões de estrelas ao longo de 27 dias, o tempo que o TESS olha fixamente para cada zona do céu. Para filtrar esta imensa acumulação de medições e identificação de gigantes pulsantes, foi usada aprendizagem de máquina, uma forma de inteligência artificial que treina computadores a tomar decisões com base em padrões gerais. Para treinar o sistema, a equipe usou curvas de luz do Kepler para mais de 150.000 estrelas, das quais cerca de 20.000 eram gigantes vermelhas oscilantes. Quando a rede neural terminou de processar todos os dados TESS, tinha identificado 158.505 gigantes pulsantes. 

Em seguida, a equipe determinou as distâncias para cada gigante usando dados da missão Gaia da ESA, e traçou as massas destas estrelas no céu. Estrelas mais massivas do que o Sol evoluem mais depressa, tornando-se gigantes em idades mais jovens. Uma previsão fundamental na astronomia galáctica é que estrelas mais jovens e de maior massa deveriam estar mais próximas do plano da Galáxia, que é marcado pela alta densidade de estrelas que criam a faixa brilhante da Via Láctea no céu noturno.

Um artigo que descreve as descobertas foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Quando uma estrela supergigante engole uma estrela morta

Quase meio século atrás, o físico Kip Thorne, ganhador do Prêmio Nobel de 2017, e a astrônoma Anna Żytkow sugeriram que uma estrela estranha, poderia estar escondida no cosmos, apenas esperando ser encontrada por quem soubesse procurar isto. Os astrônomos denominaram esses híbridos estelares teóricos de objetos Thorne-Żytkow.

© Astronomy (ilustração de objeto Thorne-Żytkow)

A possível existência de objetos Thorne-Żytkow (TZOs) veio à tona quando seus pesquisadores homônomos fizeram simulações em computador. Foi descoberto que uma estrela de nêutrons - um minúsculo remanescente estelar ultra-denso deixado para trás quando uma estrela se torna supernova - poderia ser devorada por uma estrela supergigante vermelha.

De acordo com as simulações, se as estrelas se aproximarem demais, em vez de uma estrela ser ejetada, as duas estrelas poderão se fundir. A estrela de nêutrons de massa solar do tamanho de uma cidade continuaria vivendo dentro de seu hospedeiro muito maior, quase como um parasita cósmico. Mas mesmo que a física realmente permita a existência de tais estrelas, encontrá-las será difícil.

Em um estudo publicado em 1975 no periódico Astrophysical Journal, Thorne e Żytkow sugeriram que essas estrelas pareceriam quase idênticas às supergigantes vermelhas como Betelgeuse na constelação de Órion. Estrelas supergigantes são relativamente comuns e são algumas das maiores e mais jovens do Universo. Os objetos TZOs seriam muito semelhantes aos supergigantes vermelhos, mas suspeita-se que sobrevivam até 10 vezes mais.

As supergigantes vermelhas comuns, como outras estrelas, são alimentadas por fusão nuclear em seus núcleos. Então, quando essa energia se esgota, a gravidade contida leva a implodir antes de irromper como uma supernova. Mas os TZOs podem viver vidas tão longas porque não dependem da fusão nuclear sustentada em seus núcleos para evitar o colapso. Em vez disso, o núcleo da estrela de nêutrons de uma TZO, que já é extremamente compactada, evita amplamente o colapso gravitacional rápido das camadas circundantes.

Os astrônomos têm duas teorias diferentes sobre como os TZOs se formam, e ambos dependem dos objetos iniciais que começam suas vidas como duas estrelas gigantes em um sistema binário próximo. Em uma teoria, a maior das duas estrelas explodiria como uma supernova primeiro, deixando para trás uma estrela de nêutrons. Mas com o tempo, a supergigante restante continuaria a crescer para fora até engolir completamente o restante da estrela de nêutrons nas proximidades.

Outra possibilidade para a formação de TZOs é que, quando uma estrela explode como uma supernova assimétrica, seu núcleo remanescente pode receber um poderoso impulso. Isso poderia potencialmente disparar a estrela de nêutrons nas entranhas da gigante vermelha restante.

Mas não importa como elas se formem, os astrônomos anunciaram em 2014 que podem ter descoberto o primeiro objeto Thorne-Żytkow. A estrela estava escondida a cerca de 200.000 anos-luz de distância na Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã que orbita a Via Láctea.

Foi encontrado pela astrônoma Emily Levesque, agora na Universidade de Washington, com a ajuda de sua equipe de pesquisadores. Para encontrar a suspeita de TZO, o grupo de Levesque usou o Observatório Apache Point do Novo México para estudar duas dúzias de estrelas supergigantes vermelhas na Via Láctea, bem como um dos telescópios Magalhães no Chile para estudar outro grupo de supergigantes na Pequena Nuvem de Magalhães.

Ao revisar os dados, uma estrela em particular se destacou. O sistema, denominado HV 2112, foi inicialmente catalogado como variável em 1908 pela pioneira astrônoma Henrietta Swan Leavitt. Na época, porém, pensava-se que era uma supergigante vermelha vivendo seus dias de morte antes de se tornar uma supernova.

No entanto, mais de 100 anos depois que Leavitt notou pela primeira vez o objeto estranho, a análise de Levesque e sua equipe revelou assinaturas químicas incomuns que eles pensavam serem os sinais reveladores de um objeto mítico de Thorne-Żytkow. Os pesquisadores viram quantidades excessivas de lítio, cálcio e outros elementos, que eles só poderiam explicar através das reações nucleares únicas que ocorreriam dentro de um TZO.

Mas eles não podiam ter certeza absoluta; a HV 2112 também parecia ter outras impressões digitais químicas estranhas que não eram esperadas. Com base nesses mistérios restantes, a equipe sugere que os modelos teóricos não apreciaram completamente as nuances dos objetos Thorne-Żytkow ou a HV 2112 simplesmente não era um TZO.

A natureza bizarra da descoberta provocou manchetes na época. Mas para os astrônomos, também foi uma descoberta importante porque ofereceu evidências para estrelas movidas por processos além da fusão nuclear.

Mas quatro anos depois, em 2018, outro grupo de astrônomos alavancou novos detalhes para essa descoberta única. Eles fizeram sua própria análise da HV 2112 e a compararam com estrelas semelhantes, mas não encontraram os mesmos níveis de excesso de cálcio ou outros elementos detectados pela equipe de Levesque. A nova análise mostrou um excesso de lítio, mas, além disso, os resultados sugeriram que essa estrela era basicamente uma supergigante vermelha comum.

Embora a equipe possa ter frustrado os sonhos da HV 2112 de ser diferente, eles ofereceram a esperança de um candidato substituto. Foi encontrado outro possível objeto Thorne-Żytkow, catalogado como HV 11417, que exibia alguns sinais reveladores que os astrônomos previam que os objetos devessem ter.

Um aspecto que as duas equipes concordam é que, quando se trata de objetos de Thorne-Żytkow, tanto a teoria quanto a observação ainda têm um longo caminho a percorrer.

Fonte: Astronomy

Atmosfera supergigante de Antares revelada por radiotelescópios

Uma equipe internacional de astrônomos criou o mapa mais detalhado até agora da atmosfera da supergigante vermelha Antares.

© NRAO (ilustração da atmosfera de Antares)

A sensibilidade e a resolução sem precedentes do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) revelaram o tamanho e a temperatura da atmosfera de Antares logo acima da superfície da estrela, em toda a sua cromosfera e até à região dos ventos.

As estrelas supergigantes vermelhas, como Antares e a sua prima mais conhecida, Betelgeuse, são estrelas enormes e relativamente frias no final da sua vida. Estão ficando sem combustível, para colapsar e se tornarem supernovas. Através dos seus vastos ventos estelares, lançam elementos pesados para o espaço, desempenhando assim um papel importante no fornecimento de elementos essenciais para a vida no Universo. Mas o modo como estes ventos enormes são lançados permanece um mistério. Um estudo detalhado da atmosfera de Antares, a estrela supergigante mais próxima da Terra, fornece um passo crucial em direção a uma resposta.

O mapa de Antares pelo ALMA e pelo VLA é o mapa de rádio mais detalhado alguma vez feito para qualquer estrela, à exceção do Sol. O ALMA observou Antares perto da sua superfície (a sua fotosfera óptica) em comprimentos de onda mais curtos, e os comprimentos de onda mais longos observados pelo VLA revelaram a atmosfera ainda mais distante da estrela. Vista no visível, o diâmetro de Antares é aproximadamente 700 vezes maior que o Sol. Mas quando o ALMA e o VLA revelaram a sua atmosfera no rádio, a supergigante tornou-se ainda mais gigantesca.

"O tamanho de uma estrela pode variar drasticamente, dependendo do comprimento de onda da luz observada," explicou Eamon O'Gorman do Instituto de Estudos Avançados de Dublin, na Irlanda. "Os comprimentos de onda mais longos do VLA revelaram que a atmosfera da supergigante tem quase 12 vezes o raio da estrela."

Os radiotelescópios mediram a temperatura da maior parte do gás e do plasma na atmosfera de Antares. O mais notável foi a temperatura na cromosfera. Esta é a região acima da superfície da estrela que é aquecida por campos magnéticos e ondas de choque criadas pela vigorosa convecção à superfície estelar, parecida ao movimento de bolhas numa panela com água fervendo. Não se sabe muito sobre cromosferas e é a primeira vez que esta região é detectada no rádio.

Graças ao ALMA e ao VLA, os cientistas descobriram que a cromosfera da estrela se estende até 2,5 vezes o raio de Antares (a cromosfera do nosso Sol tem apenas 1/200 vezes o seu raio). Também descobriram que a temperatura da cromosfera é mais baixa do que as observações ópticas e ultravioletas anteriores sugeriram. A temperatura atinge um pico de 3.500 ºC, após o qual diminui gradualmente. Como comparação, a cromosfera do Sol atinge temperaturas de quase 20.000 ºC.

"Descobrimos que a cromosfera é 'morna' e não quente, em temperaturas estelares," disse O'Gorman. "A diferença pode ser explicada porque as nossas medições de rádio são um termômetro sensível para a maior parte do gás e do plasma na atmosfera da estrela, enquanto observações ópticas e ultravioletas anteriores eram sensíveis apenas a gás e plasma muito quentes."

"Pensamos que as estrelas supergigantes vermelhas, como Antares e Betelgeuse, têm uma atmosfera não homogênea," disse Keiichi Ohnaka, da Universidade Católica do Norte no Chile, que anteriormente observou a atmosfera de Antares no infravermelho. "Imagine que as suas atmosferas são pinturas feitas de muitos pontos de cores diferentes, representando temperaturas diferentes. A maior parte da pintura contém pontos de gás morno que os radiotelescópios podem ver, mas também existem pontos frios que só os telescópios infravermelhos podem observar, e pontos quentes que os telescópios ultravioletas veem. De momento, não podemos observar estes pontos individualmente, mas queremos tentar fazer isso em estudos futuros."

Nos dados do ALMA e do VLA, os astrônomos viram pela primeira vez uma clara distinção entre a cromosfera e a região onde os ventos começam a formar-se. Na imagem do VLA, é visível um enorme vento, ejetado de Antares e iluminado pela sua estrela companheira menor, porém mais quente, Antares B.

"A nossa compreensão inata do céu noturno é que as estrelas são apenas pontos de luz. O fato de podermos mapear as atmosferas destas estrelas supergigantes em detalhe é um verdadeiro testemunho dos avanços tecnológicos da interferometria. Estas potentes observações aproximam-nos do Universo," disse Chris Carilli do NRAO (National Radio Astronomy Observatory), que esteve envolvido nas primeiras observações de Betelgeuse em vários comprimentos de onda de rádio com o VLA em 1998.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory