Estrelas movem-se sob a ação de um conjunto de buracos negros

Omega Centauri é um grande aglomerado globular, contendo quase dez milhões de estrelas, na direção da constelação de Centauro, que tem sido estudado para compreender a sua cinemática estelar, os movimentos das suas estrelas sob a ação das forças gravitacionais que atuam sobre elas.

© Ève Barlier (conjunto de buracos negros no centro de aglomerado globular)

Uma equipe de pesquisa do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) divulgou um estudo que mostra que um grupo de buracos negros domina os movimentos da sua cinemática estelar. Este resultado pode ser alargado a algumas outras estruturas do Universo e contraria algumas afirmações anteriores sobre o papel dos buracos negros de baixa massa nos movimentos das estrelas dos aglomerados globulares. 

Foram realizados estudos cinemáticos extensivos para determinar a estrutura das galáxias e dos aglomerados de estrelas no Grupo Local, as galáxias mais próximas da Via Láctea. Este estudo específico incidiu sobre o aglomerado globular Omega Centauri, o maior aglomerado globular conhecido na Via Láctea. 

Uma questão muito discutida nos círculos astrofísicos atuais é se existe um buraco negro de massa intermediária neste aglomerado (ou seja, um buraco negro com uma massa entre algumas centenas e algumas centenas de milhares de vezes a massa do Sol) e, em caso afirmativo, quais os seus efeitos globais no aglomerado. 

O estudo do IAC parece ter esclarecido esta questão, ao descobrir que o que está afetando os movimentos internos das estrelas do aglomerado não é um buraco negro de massa intermediária, mas um conjunto de vários buracos negros de massa estelar, que se formam após o colapso de estrelas massivas no fim das suas vidas, e que são muito menores, cada um com uma massa inferior a algumas dezenas de massas solares. 

Esta descoberta abre um novo ponto de vista na observação dos diferentes tipos de buracos negros e do seu papel na evolução estelar. Até à data, é consensual que existem buracos negros supermassivos, com massas superiores a um milhão de massas solares, nos centros das galáxias; como o existente no centro da Via Láctea. Sabe-se também que existem buracos negros com massas muito inferiores, buracos negros de massa estelar, que foram bem observados na nossa Galáxia.

Sabemos que as grandes galáxias têm buracos negros nos seus centros, mas atualmente não sabemos ao certo se o mesmo acontece com as galáxias anãs. Pensa-se que Omega Centauri é uma pequena galáxia que se dividiu quando se fundiu com a Via Láctea. Isto fez com que os astrônomos procurassem um buraco negro central neste aglomerado, que poderia talvez explicar algumas das suas propriedades mais complicadas, o que constituiria um avanço significativo na nossa compreensão da sua formação e evolução. De fato, a existência de buracos negros de massa intermediária não é certa, porque até agora as observações só confirmaram a existência de buracos negros de massa estelar, até algumas dezenas de massas solares. 

A existência ou não existência de buracos negros de massa intermediária é importante porque são um elo em falta previsto pelos modelos de formação de buracos negros supermassivos. A questão da presença de um buraco negro de massa intermediária em Omega Centauri tem sido debatida há quase duas décadas, com uma série de estudos sugerindo a sua presença, com base na cinemática das suas estrelas. A questão de saber se contém um buraco negro de massa intermediária ou uma população de buracos negros de massa estelar e outros remanescentes estelares tem sido intensamente investigada, principalmente devido à possibilidade de Omega Centauri ser o resultado da fusão de uma galáxia anã com a Via Láctea.

Entre as novidades deste estudo está a utilização das acelerações dos pulsares como uma restrição adicional à cinemática do aglomerado. Os pulsares são estrelas de nêutrons que giram a uma frequência regular, emitindo um sinal com um período muito curto que podemos medir com muita precisão. Quando os pulsares fazem parte de uma galáxia, ou neste caso de um aglomerado globular, sofrem uma aceleração que podemos medir através das variações deste sinal periódico. Trata-se de uma manifestação do chamado efeito Doppler.

Este resultado mostra a eficácia desta nova metodologia que, usando cinemática estelar e observações de pulsares, com modelação extensiva, pode ser usada para explorar a estrutura de aglomerado estelares, estabelecendo um precedente promissor no contexto de um campo em rápido crescimento de observações e descobertas.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Dez novas estrelas de nêutrons em Terzan 5

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Instituto Max Planck de Física Gravitacional, do Instituto Max Planck de Radioastronomia e do National Radio Astronomy Observatory (NRAO) descobriu dez estrelas de nêutrons em rotação rápida no aglomerado globular Terzan 5.

© NRAO (ilustração de dez novos pulsares em Terzan 5)

Muitas delas encontram-se em binários incomuns e raros, incluindo uma potencial candidata a recorde de estrela dupla de nêutrons, um pulsar numa órbita extremamente elíptica e vários sistemas "aranha" em que as estrelas de nêutrons estão evaporando as suas companheiras.

Estas descobertas aumentam o número de pulsares de milissegundo conhecidos neste aglomerado estelar muito denso em mais de um-quarto, para um total de 49. Os pesquisadores esperam descobrir mais pulsares em binários possivelmente ainda mais extremos: tencionam analisar todos os dados de Terzan 5 registados com o MeerKAT, utilizando o enorme poder computacional do projeto de ciência cidadã Einstein@Home, gerido pelo Instituto Max Planck de Física Gravitacional.

As estrelas de nêutrons são remanescentes compactos de explosões de supernova e são constituídas por matéria exótica e extremamente densa. São mais massivas do que o nosso Sol, mas com um diâmetro de apenas cerca de 20 quilômetros. Devido aos seus fortes campos magnéticos e à sua rápida rotação, emitem um feixe de ondas de rádio semelhante a um farol cósmico. Quando a rotação aponta periodicamente estes feixes para a Terra, a estrela de nêutrons torna-se visível como uma fonte de rádio pulsante: um pulsar de rádio. Alguns destes pulsares de rádio atingem períodos de rotação de apenas alguns milissegundos ao acumularem material de uma estrela companheira binária. Estes são chamados pulsares de milissegundo. 

O aglomerado globular Terzan 5 é um dos locais mais povoados de estrelas da nossa Via Láctea. No seu núcleo, onde existem milhões de vezes mais estrelas por unidade de volume do que na vizinhança do nosso Sol, as estrelas encontram-se e interagem com muito mais frequência do que em outros locais. Este fato torna-o uma "fábrica" muito eficiente para produzir pulsares em sistemas binários extraordinários. Já se conheciam 39 pulsares em Terzan 5 antes deste estudo, que acrescentou mais dez.

Os astrônomos fizeram as suas descobertas utilizando dados do radiotelescópio MeerKAT. O MeerKAT é um conjunto de 64 antenas na região de Karoo, África do Sul, com uma sensibilidade sem precedentes para fontes no hemisfério sul. Como parte do grande projeto de pesquisa TRAPUM (TRansients and Pulsars using MeerKAT), a equipe observou Terzan 5 duas vezes durante várias horas com 56 antenas do MeerKAT. A caracterização dos novos pulsares, uma tarefa que pode levar muitos anos, foi feita muito rapidamente graças a décadas de dados de arquivo obtidos com o GBT (Green Bank Telescope). 

Além deste sistema exótico encontrado com o MeerKAT, outro exemplo recente como o sistema NGC 1851E, que poderá ser o primeiro sistema pulsar, buraco negro, está mostrando que os aglomerados globulares são uma mina de ouro de oportunidades. Uma descoberta do presente trabalho é um sistema binário que, por um lado, pode consistir de duas estrelas de nêutrons. Estas estrelas de nêutrons duplas são muito raras, cerca de 20 dos mais de 3.600 pulsares conhecidos pertencem a esta classe em particular. 

Se as observações futuras confirmarem estas suspeitas, o sistema duplo seria também um recordista, com o pulsar de rotação mais rápida e a órbita de período mais longo para esta classe de sistemas. Por outro lado, o mesmo sistema pode também ser um pulsar massivo com uma estrela companheira anã branca. Um pulsar de grande massa pode condicionar a composição interior das estrelas de nêutrons. 

A órbita extremamente elíptica de outra descoberta indica uma série de encontros estelares próximos no seu passado. Quando as estrelas do centro densamente povoado de Terzan 5 passam por um sistema binário, a sua gravidade pode perturbar as suas órbitas, podendo mesmo ejetar e substituir as estrelas que o compõem. 

Os astrônomos vão voltar a observar Terzan 5 com o MeerKAT em frequências de rádio mais elevadas, o que deverá aumentar ainda mais as hipóteses de novas descobertas. Quem sabe, talvez a próxima descoberta neste fantástico aglomerado globular seja algo tão exótico como um par de pulsares de milissegundo ou um pulsar de milissegundo orbitando um buraco negro?

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

O pulsar de milissegundo mais próximo

O pulsar de milissegundo mais próximo, PSR J0437-4715, tem um raio de 11,4 quilômetros e uma massa 1,4 vezes superior à do Sol.

© NASA (pulsar de milissegundo PSR J0437-4715)

Imagem do pulsar de milissegundo PSR J0437-4715. À esquerda, como visto da Terra. À direita, como visto do plano equatorial da estrela. A cor púrpura-rosa indica a temperatura das manchas quentes nos polos. O branco é relativamente frio. O roxo é quente. Os polos magnéticos quentes não estão exatamente opostos um ao outro. Como a estrela é muito densa, nota-se também o efeito de curvatura da luz provocado pela gravidade extrema. Por exemplo, os dois polos de rotação da estrela no painel da direita são visíveis simultaneamente.

Estes são os resultados de medições de precisão efetuadas por uma equipe de pesquisadores liderada pela Universidade de Amsterdã (Países Baixos). As medições revelam mais sobre a composição e sobre o campo magnético desta estrela de nêutrons. 

PSR J0437 é um pulsar, uma estrela de nêutrons em rotação que emite radiação eletromagnética. Está localizado a cerca de 510 anos-luz da Terra na direção da constelação austral de Pintor. O pulsar gira 174 vezes por segundo em torno do seu eixo e tem uma anã branca como companheira. 

Como um farol fora de controle, o pulsar envia um feixe de ondas de rádio e raios X em direção à Terra a cada 5,75 milissegundos. Isto torna-o o pulsar de milissegundo mais próximo da Terra. É também, em parte por estar tão perto, o pulsar de milissegundo mais brilhante. E é um relógio mais estável do que os relógios atômicos fabricados pelo homem.

Os cientistas utilizaram dados do telescópio de raios X NICER a bordo da ISS (Estação Espacial Internacional). Combinaram os dados de raios X com uma técnica designada por modelação do perfil dos pulsos. Para tal, trabalharam modelos estatísticos complexos com o supercomputador nacional holandês Snellius. No final, conseguiram calcular o raio da estrela, com a ajuda de medições da massa efetuadas por Daniel Reardon (Universidade de Tecnologia de Swinburne, Austrália) e colegas no PPTA (Parkes Pulsar Timing Array). Também mapearam a distribuição de temperatura dos polos magnéticos. 

As novas medições indicam uma "equação de estado mais suave" do que se pensava anteriormente. Com isso, a massa máxima das estrelas de nêutrons deve ser inferior ao que algumas teorias preveem.

O artigo científico que detalha as descobertas foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters e faz parte de um conjunto de artigos sobre pulsares de milissegundo.

Fonte: NOVA

Descoberta a estrela de nêutrons mais massiva?

Quando os astrônomos não conseguem explicar algo diretamente, muitas vezes torna-se verdadeiramente excitante.

© D. Futselaar (ilustração de um pulsar e um buraco negro)

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Instituto Max Planck de Radioastronomia e com a participação do Instituto Max Planck de Física Gravitacional descobriu agora um misterioso par que nunca tinha sido observado antes: um sistema constituído por uma estrela de nêutrons e um objeto que, à primeira vista, nem sequer deveria existir. Mas existem pistas importantes. 

Os pesquisadores da colaboração internacional TRAPUM (Transients and Pulsars with MeerKAT) descobriram um novo sistema constituído por dois objetos, localizado no aglomerado globular NGC 1851, na direção da constelação austral de Columba (Pomba). Os dois objetos têm muito provavelmente uma coisa em comum: ambos devem ter surgido, embora indiretamente, dos remanescentes de estrelas massivas, ou seja, de estrelas de nêutrons ou de buracos negros. 

As estrelas massivas formam-se frequentemente em sistemas estelares múltiplos. E são precisamente estas estrelas que, no final das suas vidas, morrem numa espetacular explosão de supernova. Os remanescentes: buracos negros ou estrelas de nêutrons que se orbitam uns aos outros, caso o sistema tenha sobrevivido à explosão. 

Até agora, só foram detectados pares de buracos negros e estrelas de nêutrons graças às ondas gravitacionais que emitem durante a sua dança íntima. É conhecida a natureza de pelo menos um dos dois objetos. A equipe utilizou o sensível radiotelescópio MeerKAT, na África do Sul, em combinação com poderosos detectores do Instituto Max Planck de Radioastronomia, e registrou pulsos fracos. 

Trata-se de uma estrela de nêutrons com um forte campo magnético que gira muito rapidamente, emitindo ondas de rádio ao longo de cones de luz opostos que varrem o Universo como um farol cósmico. O pulsar recentemente descoberto, de nome PSR J0514-4002E, gira em torno do seu próprio eixo mais de 170 vezes por segundo e a sua luz rádio atinge a Terra com a mesma frequência. A cada rotação, o radiotelescópio regista um pulso, semelhante ao tique-taque de um relógio. O pulsar tem um ritmo extremamente regular. 

Foram utilizados pequenos desvios ou diferenças no ritmo deste "relógio" para obter detalhes sobre uma companheira que orbita num centro de gravidade comum, juntamente com o pulsar. O efeito Doppler faz com que a frequência de rádio do pulsar se altere como resultado do seu movimento orbital, tal como o som da sirene de um carro de bombeiros ao passar pelo observador. Isto também permitiu determinar a órbita do pulsar em torno do objeto misterioso.

A situação é menos clara quando se trata do objeto companheiro que orbita o pulsar. Quando observa-se as imagens de NGC 1851 obtidas pelo telescópio espacial Hubble, não é visto nada nessa posição. Por isso, o objeto em órbita com o pulsar não é uma estrela normal, mas um remanescente extremamente denso de uma estrela colapsada. Se este objeto fosse também uma estrela, emitiria, tal como o Sol, um vento estelar, que o cone de luz rádio do pulsar teria de atravessar antes do radiotelescópio receber um sinal. Neste caso, o vento estelar influenciaria nas frequências do sinal de rádio. No entanto, não há sinais de tal efeito nos dados de rádio. Tudo indica que o misterioso objeto é um remanescente extremamente denso de uma estrela colapsada: um buraco negro ou outra estrela de nêutrons que não emite ondas de rádio. 

A procura por pistas continua: os astrônomos não só deduziram a órbita a partir das medições das diferenças de velocidade do "relógio" do pulsar, como também reduziram a massa do segundo objeto até 2,09 a 2,71 massas solares. Isto significa que a companheira pode ser mais massiva do que as estrelas de nêutrons mais pesadas conhecidas (cerca de duas massas solares) e, ao mesmo tempo, mais leve do que os buracos negros mais leves conhecidos (cerca de cinco massas solares). A razão pela qual ainda não foi encontrado nenhum outro objeto compacto entre duas e cinco massas solares não é totalmente compreendida.

As estrelas de nêutrons, os remanescentes ultradensos das explosões de supernovas, só podem ter até uma determinada massa. Quando ganham demasiada massa, talvez por consumirem outra estrela ou por colidirem com um objeto do mesmo tipo, entram em colapso. Qual exatamente o objeto resultante, após o colapso, é motivo de muita especulação, tendo sido propostos vários cenários de estrelas exóticas. A opinião predominante, no entanto, é que as estrelas de nêutrons colapsam para se tornarem buracos negros, objetos gravitacionalmente tão atrativos que nem a luz lhes consegue escapar. 

A teoria, apoiada pela observação, diz-nos que os buracos negros mais leves que podem ser criados por estrelas colapsadas são cerca de 5 vezes mais massivos do que o Sol. Isto é consideravelmente mais do que as 2,2 massas solares necessárias para o colapso de uma estrela de nêutrons, dando origem ao que é conhecido como a lacuna de massa dos buracos negros. A natureza dos objetos compactos, nesta gama de massas, é desconhecida e o estudo detalhado tem-se revelado até agora um desafio, uma vez que apenas vislumbres fugazes de tais objetos foram captados em observações das ondas gravitacionais produzidas por eventos de fusão no Universo distante. 

Embora a equipe não possa dizer de forma conclusiva se descobriu a estrela de nêutrons mais massiva que se conhece, o buraco negro mais leve que se conhece ou até mesmo uma nova e exótica variante estelar, o que é certo é que descobriu um laboratório único para investigar as propriedades da matéria sob as condições mais extremas do Universo.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Revelando os “ossos” da Mão Cósmica Fantasmagórica

Em 1895, Wilhelm Röntgen descobriu os raios X e os usou para obter imagens dos ossos da mão de sua esposa, dando início a uma ferramenta revolucionária de diagnóstico para a medicina.

© Chandra / IXPE (pulsar PSR B1509-58)

Agora, dois dos telescópios espaciais de raios X da NASA combinaram os seus poderes de imagem para revelar os "ossos" do campo magnético de uma notável estrutura em forma de mão no espaço. Juntos, estes telescópios revelam o comportamento de uma estrela morta em colapso que sobrevive através de plumas de partículas de matéria energizada e antimatéria. 

Há cerca de 1.500 anos, uma estrela gigante na nossa Galáxia ficou sem combustível nuclear para queimar. Quando isso aconteceu, a estrela entrou em colapso e formou um objeto extremamente denso chamado estrela de nêutrons. Estrelas de nêutrons em rotação com fortes campos magnéticos, ou pulsares, fornecem laboratórios para física extrema, com condições que não podem ser reproduzidas na Terra. 

Pulsares jovens podem criar jatos de matéria e antimatéria afastando-se dos polos do pulsar, junto com um vento intenso, formando uma “nebulosa de vento pulsar”. Em 2001, o observatório de raios X Chandra da NASA observou pela primeira vez o pulsar PSR B1509-58 e revelou que a sua nebulosa de vento pulsar (referida como MSH 15-52) se assemelha a uma mão humana. O pulsar está localizado na base da “palma” da nebulosa. MSH 15-52 está localizada a 16.000 anos-luz da Terra. 

Agora, o mais novo telescópio de raios X da NASA, o Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE), observou MSH 15-52 durante cerca de 17 dias, o período mais longo que já observou qualquer objeto desde que foi lançado em dezembro de 2021. 

O IXPE fornece informações sobre a orientação do campo elétrico dos raios X, determinada pelo campo magnético da fonte de raios X, ou seja, a polarização de raios X. Em grandes regiões do MSH 15-52 a quantidade de polarização é notavelmente alta, atingindo o nível máximo esperado do trabalho teórico. Para atingir esta força, o campo magnético deve ser muito retilíneo e uniforme, o que significa que há pouca turbulência nestas regiões da nebulosa do vento pulsar. 

Uma característica particularmente interessante da MSH 15-52 é um jato brilhante de raios X direcionado do pulsar para o “pulso” na parte inferior da imagem. Os novos dados do IXPE revelam que a polarização no início do jato é baixa, provavelmente porque esta é uma região turbulenta com campos magnéticos complexos e emaranhados associados à geração de partículas de alta energia. No final do jato, as linhas do campo magnético parecem endireitar-se e tornar-se muito mais uniformes, fazendo com que a polarização se torne muito maior.

Estes resultados implicam que as partículas recebem um impulso de energia em regiões turbulentas complexas perto do pulsar na base da "palma da mão" e fluem para áreas onde o campo magnético é uniforme ao longo do "pulso, dedos e polegar". 

Esta façanha possibilitou a descoberta da história de vida da matéria superenergética e das partículas de antimatéria em torno do pulsar. Isto nos ensina como os pulsares podem atuar como aceleradores de partículas. O IXPE também detectou campos magnéticos semelhantes para as nebulosas de vento dos pulsares Vela e Caranguejo, o que implica que podem ser surpreendentemente comuns nestes objetos. 

Fonte: Smithsonian Astrophysical Observatory

Desvendando detalhes dos pulsares

Por meio de uma campanha de observação que envolveu 12 telescópios no solo e no espaço, incluindo três infraestruturas do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos investigaram o estranho comportamento de um pulsar, uma estrela morta com rotação extremamente rápida.

© ESO (ilustração de um pulsar)

Este objeto misterioso é conhecido por alternar entre dois modos de brilho quase constantemente, algo que até à data tem sido um enigma. Os astrônomos descobriram agora que as súbitas ejeções de matéria, lançadas pelo pulsar em períodos muito curtos, são responsáveis por estas mudanças peculiares. 

Um pulsar, ou estrela de nêutrons, trata-se de uma estrela morta, magnética e de rotação rápida, que emite um feixe de radiação eletromagnética para o espaço. À medida que gira, este feixe varre o cosmos, tal como um farol que varre o seu espaço circundante, e é detectado pelos astrônomos quando intercepta a linha de visão da Terra. Este efeito faz com que a estrela pareça pulsar em brilho quando observada a partir do nosso planeta. 

O objeto PSR J1023+0038 (ou J1023 para abreviar) é um tipo especial de pulsar que apresenta um comportamento estranho. Localizado a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra, na constelação do Sextante, orbita próximo de outra estrela. Durante a última década, o pulsar tem estado ativamente retirando matéria desta companheira, matéria esta que se acumula num disco à volta do pulsar e vai caindo lentamente na sua direção. Desde que este processo de acumulação de matéria começou, o feixe de varrimento praticamente que desapareceu e o pulsar começou a alternar incessantemente entre dois modos. 

No modo "alto", o pulsar emite raios X brilhantes, ultravioleta e luz visível, enquanto no modo "baixo" se torna mais fraco para estas frequências mas emite mais nas ondas rádio. O pulsar pode permanecer em cada modo durante vários segundos ou minutos, mudando depois para o outro modo em apenas alguns segundos. Até agora, esta mudança tem intrigado os astrônomos. 

A campanha de observação incluiu o Very Large Telescope (VLT) e o New Technology Telescope (NTT), ambos do ESO, que detectaram radiação visível e infravermelha próxima, bem como o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do qual o ESO é um parceiro. Durante duas noites em Junho de 2021, os astrônomos observaram o sistema efetuando mais de 280 mudanças entre os seus modos alto e baixo.

Foi descoberto que a mudança de modo resulta de uma intrincada interação entre o vento do pulsar - um fluxo de partículas de alta energia que se afasta do pulsar - e a matéria que flui em direção ao pulsar. No modo baixo, a matéria que flui em direção ao pulsar é expelida num jato estreito perpendicular ao disco. Gradualmente, esta matéria acumula-se cada vez mais perto do pulsar e começa a ser atingida pelo vento que sopra da estrela pulsante, o que dá origem ao aquecimento da matéria. O sistema fica então no modo alto, brilhando intensamente em raios X, ultravioleta e luz visível. Eventualmente, bolhas desta matéria quente são removidas pelo pulsar através do jato. Com menos matéria quente no disco, o sistema brilha menos, mudando de novo para o modo baixo. 

Apesar desta descoberta ter desvendado o mistério do estranho comportamento de J1023, os astrônomos ainda têm muito a aprender com o estudo deste sistema único. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile, oferecerá uma visão sem precedentes dos mecanismos de comutação do J1023. O ELT permitirá obter informações essenciais sobre a forma como a abundância, a distribuição, a dinâmica e a energia da matéria que flui em torno do pulsar são afetadas pela comutação de modos.

Este trabalho foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO

Encontradas evidências do fundo estocástico de ondas gravitacionais

Astrofísicos, utilizando grandes radiotelescópios com o objetivo de observar uma coleção de "relógios" cósmicos na nossa Galáxia, encontraram evidências da existência de ondas gravitacionais que oscilam com períodos de anos a décadas.

© NANOGrav (ondulações gravitacionais produzidas por um binário de buraco negro)

O sinal das ondas gravitacionais foi observado em 15 anos de dados obtidos pelo PFC (Physics Frontiers Center) do NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves), uma colaboração de mais de 190 cientistas dos EUA e do Canadá que utilizam pulsares para procurar ondas gravitacionais. As colaborações internacionais que utilizam telescópios na Europa, Índia, Austrália e China registaram resultados semelhantes de forma independente. 

Embora resultados anteriores do NANOGrav tenham revelado um sinal temporal enigmático comum a todos os pulsares observados, era demasiado tênue para revelar a sua origem. A publicação dos dados de 15 anos demonstra que o sinal é consistente com ondas gravitacionais ondulantes que passam lentamente pela Via Láctea. Esta é uma evidência fundamental da existência de ondas gravitacionais com frequências muito baixas. Ao contrário das fugazes ondas gravitacionais de alta frequência observadas por instrumentos terrestres como o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), este sinal contínuo de baixa frequência só poderia ser percebido com um detector muito maior do que a Terra. 

Para responder a esta necessidade, os astrônomos transformaram o nosso sector da Via Láctea numa enorme antena de ondas gravitacionais, recorrendo a estrelas exóticas chamadas pulsares. O esforço de 15 anos do NANOGrav recolheu dados de 68 pulsares para formar um tipo de detector chamado PTA (Pulsar Timing Array). 

Os pulsares são remanescentes ultradensos do núcleo de uma estrela massiva após a sua morte numa explosão de supernova. Os pulsares giram rapidamente e emitem feixes de ondas de rádio através do espaço, de modo a parecerem "pulsar" quando vistos da Terra. Os objetos mais rápidos, chamados pulsares de milissegundo, giram centenas de vezes por segundo. Os seus pulsos são muito estáveis, o que os torna úteis como relógios cósmicos precisos. 

Ao longo de 15 anos de observações com o Observatório de Arecibo, em Porto Rico, com o GBT (Green Bank Telescope), em Virgínia Ocidental, EUA, e com o VLA (Very Large Array), no Novo México, EUA, o NANOGrav veio aumentando gradualmente o número de pulsares que observa.

A teoria da relatividade geral de Einstein prevê com precisão a forma como as ondas gravitacionais devem afetar os sinais dos pulsares. Ao esticar e comprimir o tecido do espaço, as ondas gravitacionais afetam o tempo de cada pulso de uma forma pequena, mas previsível, atrasando alguns e adiantando outros. Estes desvios estão correlacionados para todos os pares de pulsares de uma forma que depende da distância a que as duas estrelas de nêutrons aparecem no céu.

Em 2004, um pequeno grupo de astrônomos obteve o primeiro conjunto de observações de pulsares que viria a constituir a base deste trabalho. Em 2020, com pouco mais de doze anos de dados, os cientistas do NANOGrav começaram a ver indícios de um sinal, um "zumbido" extra que era comum ao comportamento temporal de todos os pulsares na matriz e que a cuidadosa consideração de possíveis explicações alternativas não conseguiu eliminar. A colaboração sentiu-se confiante de que este sinal era real e que se tornava mais fácil de detectar à medida que mais observações eram incluídas. Mas era ainda demasiado tênue para mostrar a assinatura de ondas gravitacionais prevista pela relatividade geral. 

Agora, estão mostrando as primeiras evidências da presença de ondas gravitacionais, com períodos de anos a décadas. O próximo passo é utilizar as nossas observações para estudar as fontes que produzem este zumbido. Uma possibilidade é que o sinal provenha de pares de buracos negros supermassivos, com massas milhões ou bilhões de vezes superiores à do nosso Sol. À medida que estes gigantescos buracos negros se orbitam, produzem ondas gravitacionais de baixa frequência. Pensa-se que os buracos negros supermassivos residem nos centros das maiores galáxias do Universo. Quando duas galáxias se fundem, os buracos negros de cada uma acabam por se colapsar para o centro, orbitando-se mutuamente como um sistema binário muito depois da fusão inicial das galáxias. Eventualmente, os dois buracos negros fundem-se. 

Entretanto, a sua lenta espiral estica e comprime o tecido do espaço-tempo, gerando ondas gravitacionais que se propagam para longe da galáxia de origem como ondulações num lago, acabando por chegar à nossa. Espera-se que os sinais de ondas gravitacionais destes binários gigantescos se sobreponham, como vozes numa multidão ou instrumentos numa orquestra, produzindo um zumbido geral de fundo que imprime um padrão único nos dados temporais dos pulsares. Este padrão é o que os cientistas do NANOGrav procuram há quase 20 anos. 

O NANOGrav demonstra a evidência deste fundo de ondas gravitacionais. A análise detalhada do zumbido de fundo já está fornecendo informações sobre a forma como os buracos negros supermassivos crescem e se fundem. Tendo em conta a força do sinal que o NANOGrav detecta, a população de buracos negros binários extremamente massivos no Universo deve ser de centenas de milhares, talvez mesmo milhões.

A investigação futura deste sinal contribuirá para que os cientistas compreendam como o Universo evoluiu às maiores escalas, fornecendo informações sobre a frequência com que as galáxias colidem e o que leva os buracos negros a fundirem-se. Além disso, as ondulações gravitacionais do próprio Big Bang podem constituir uma fração do sinal, fornecendo uma visão sobre a formação do próprio Universo. Estes resultados têm até implicações em escalas menores, colocando limites no tipo de partículas exóticas que podem existir no nosso Universo. 

Um conjunto de artigos foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NANOGrav

Descoberta de pulsar de anã branca pode esclarecer a evolução estelar

A descoberta de um tipo raro de sistema estelar, com uma anã branca, permitiu uma nova compreensão da evolução estelar.

© ESO / M. Garlick (ilustração de um pulsar de anã branca)

As anãs brancas são estrelas pequenas e densas, tipicamente do tamanho de um planeta. Formam-se quando uma estrela de baixa massa queima todo o seu combustível, perdendo as suas camadas exteriores. Por vezes referidas como "fósseis estelares", fornecem uma visão sobre diferentes aspetos da formação e evolução das estrelas. 

Um tipo raro de pulsar de anã branca foi descoberto apenas pela segunda vez, numa pesquisa liderada pela Universidade de Warwick. Os pulsares de anãs brancas incluem um remanescente estelar em rápida rotação, de nome anã branca, que atinge a sua vizinha - uma anã vermelha - com poderosos feixes de partículas elétricas e radiação, fazendo com que todo o sistema dramaticamente aumente e diminua de brilho em intervalos regulares. Isto deve-se aos fortes campos magnéticos, mas os cientistas não sabem ao certo o que os provoca. 

Uma teoria chave que explica os fortes campos magnéticos é o "modelo do dínamo", que as anãs brancas têm dínamos (geradores elétricos) no seu núcleo, tal como a Terra, mas muito mais potentes. Mas para que esta teoria pudesse ser testada, os cientistas precisavam de procurar outros pulsares de anãs brancas para ver se as suas previsões se confirmavam.

O pulsar de anã branca recém-detectado, J191213.72-441045.1 (J1912-4410 para abreviar) é apenas o segundo sistema estelar deste gênero que é encontrado, após a descoberta de AR Scorpii (Ar Sco) em 2016. A 773 anos-luz da Terra e girando 300 vezes mais depressa do que o nosso planeta, o pulsar de anã branca tem um tamanho semelhante ao da Terra, mas uma massa pelo menos tão grande quanto o Sol. Isto significa que uma colher de chá de material de uma anã branca pesaria cerca de 15 toneladas. 

As anãs brancas começam as suas vidas com temperaturas extremamente quentes antes de arrefecerem ao longo de bilhões de anos, e a baixa temperatura de J1912-4410 aponta para uma idade avançada. 

A origem dos campos magnéticos é uma grande questão em aberto em muitos domínios da Astronomia, e isto é particularmente verdade para as anãs brancas. Os campos magnéticos das anãs brancas podem ser mais de um milhão de vezes mais fortes do que o campo magnético do Sol e o modelo do dínamo ajuda a explicar porquê. A descoberta de J1912-4410 constituiu um avanço fundamental nesta área. 

Devido à sua idade avançada, as anãs brancas no sistema de pulsares devem ser frias. As suas companheiras devem estar suficientemente próximas para que a atração gravitacional da anã branca tenha sido, no passado, suficientemente forte para capturar massa da companheira, o que faz com que girem rapidamente. Todas estas previsões se aplicam ao novo pulsar encontrado: a temperatura da anã branca é inferior a 13.000 K, gira sobre o seu eixo uma vez a cada cinco minutos e a atração gravitacional da anã branca tem um forte efeito na companheira. 

O objeto foi encontrado no levantamento de raios X de todo o céu realizado com o SRG/eROSITA. A investigação de acompanhamento com o satélite XMM-Newton da ESA revelou as pulsações no regime de raios X altamente energéticos, confirmando assim a natureza incomum do novo objeto e estabelecendo firmemente os pulsares de anãs brancas como uma nova classe.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. Um outro artigo complementar foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam

Nebulosa de vento de pulsar de Vela

Há cerca de 10.000 anos, a luz da explosão de uma estrela gigante, na direção da constelação de Vela, chegou à Terra. Esta supernova deixou para trás um objeto denso a que chamamos pulsar, que parece aumentar de brilho regularmente à medida que gira, como um farol cósmico.

© IXPE / Chandra / Hubble (nebulosa de vento de pulsar de Vela)

Da superfície deste pulsar surgem ventos de partículas que viajam perto da velocidade da luz, criando uma mistura caótica de partículas carregadas e campos magnéticos que chocam com o gás circundante. Este fenômeno é chamado de nebulosa de vento de pulsar. Nesta nova imagem, o halo azul claro e difuso corresponde aos primeiros dados de polarização de raios X alguma vez obtidos do remanescente de Vela, que provêm do IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA. Uma linha azulada e tênue, apontando para o canto superior direito, corresponde a um jato de partículas altamente energéticas disparadas do pulsar a cerca de metade da velocidade da luz. Pensa-se que os "arcos" de raios X cor-de-rosa assinalam os cantos das regiões em forma de donut onde o vento de pulsar choca e acelera as partículas altamente energéticas. O próprio pulsar está localizado no círculo branco no centro da imagem. As cores rosa e púrpura correspondem a dados do observatório de raios X Chandra da NASA, que já observou Vela várias vezes. As estrelas douradas em segundo plano foram captadas pelo telescópio espacial Hubble. 

A medição da polarização, que tem a ver com a forma como as ondas eletromagnéticas estão organizadas, fornece uma compreensão sem precedentes de como um objeto cósmico como um pulsar acelera as partículas em altas velocidades. 

Num estudo recente, os cientistas ficaram surpreendidos com o elevado grau de polarização que encontraram nos raios X da nebulosa de vento de pulsar de Vela. A alta polarização significa que os campos eletromagnéticos estão bem organizados; estão alinhados em direções específicas e dependem da sua posição na nebulosa. Além disso, os raios X que o IXPE detecta vêm de elétrons altamente energéticos que espiralam nos campos magnéticos da nebulosa de vento de pulsar, caracterizando a emissão de síncrotron. 

Em contraste com os remanescentes de supernova que têm um invólucro de material à sua volta, a alta polarização dos raios X sugere que os elétrons não foram acelerados pelos choques turbulentos que parecem importantes em outras fontes de raios X. Em vez disso, deve haver algum outro processo envolvido, tal como a reconexão magnética, que envolve a quebra e união de linhas de campo magnético. Esta é uma forma pela qual a energia magnética é convertida em energia de partículas. 

Os dados do IXPE também sugerem que o campo magnético está alinhado como uma estrutura lisa em forma de donut em torno do equador do pulsar. Esta forma está de acordo com as expectativas dos cientistas. Ao mapear com resolução sem precedentes, o IXPE revela o campo magnético na região central, mostrando concordância com os resultados obtidos a partir de imagens na região do rádio da nebulosa exterior. 

O pulsar de Vela, localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 25 quilômetros de diâmetro e gira 11 vezes por segundo, mais depressa do que um rotor de helicóptero. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: NASA

Detectados eclipses de raios gama em sistemas estelares

Utilizando dados do telescópio espacial Fermi da NASA, os cientistas descobriram os primeiros eclipses de raios gama de um tipo especial de sistema estelar binário.

© NASA (estrela em órbita eclipsando um pulsar)

Estes chamados sistemas estelares "aranha" contêm cada um deles um pulsar, os remanescentes superdensos e de rotação rápida de uma estrela que explodiu como supernova, que lentamente corrói a sua companheira. 

Astrônomos examinaram mais de uma década de observações do Fermi para encontrar sete sistemas estelares "aranha" que sofrem estes eclipses, que ocorrem quando a estrela companheira de baixa massa passa em frente do pulsar a partir do nosso ponto de vista. 

Os dados permitiram-lhes calcular como os sistemas estão inclinados em relação à nossa linha de visão e outras informações. Um dos objetivos mais importantes do estudo destes sistemas é tentar medir as massas dos pulsares. Os pulsares são basicamente estrutura da matéria mais densa que pode ser medida. A massa máxima que podem atingir limita a física dentro destes ambientes extremos, que não podem ser replicados na Terra. 

Estes sistemas desenvolvem-se porque uma estrela num binário evolui mais rapidamente do que a sua parceira. Quando a estrela massiva se transforma em supernova, deixa para trás um pulsar. Este remanescente estelar emite feixes em vários comprimentos de onda, incluindo raios gama, que entram e saem do nosso ponto de vista, criando pulsos tão regulares que rivalizam a precisão dos relógios atômicos. 

Desde cedo que um pulsar absorve um fluxo de gás. À medida que o sistema evolui, a alimentação cessa quando o pulsar começa a girar mais rapidamente, gerando fluxos de partículas e radiação que sobreaquecem o lado virado para a companheira e a corroem.

Os cientistas dividem os sistemas estelares "aranha" em dois tipos com o nome de espécies de aranhas cujas fêmeas por vezes comem os seus companheiros menores. As viúvas negras contêm companheiras com menos de 5% da massa do Sol. Os sistemas correspondentes às aranhas de "lista vermelha" (o equivalente australiano da viúva negra, as chamadas "redbacks") abrigam companheiras maiores, tanto em tamanho como em massa, tendo entre 10% e 50% da massa do Sol.

Os pesquisadores podem calcular as massas destes sistemas medindo os seus movimentos orbitais. As observações, no visível, podem medir a rapidez com que a companheira está viajando, enquanto as medições no rádio revelam a velocidade do pulsar. Para um sistema visto quase de face, tais alterações são ligeiras e potencialmente confusas. Os mesmos sinais também podem ser produzidos por um sistema diminuto, mais lento, que é visto de lado. 

Para medir as massas, é vital conhecer a inclinação do sistema em relação à nossa linha de visão. O ângulo de inclinação é normalmente medido utilizando luz visível, mas estas medições vêm com algumas potenciais complicações. À medida que a companheira orbita o pulsar, o seu lado superaquecido entra e sai de vista, criando uma flutuação no visível que depende da inclinação. No entanto, os astrônomos ainda estão aprendendo mais sobre o processo de superaquecimento e modelos com padrões diferentes de aquecimento preveem por vezes massas diferentes para os pulsares. 

Os raios gama, porém, são apenas gerados pelo pulsar e têm tanta energia que viajam em linha reta, sem serem afetados pelos detritos, a menos que sejam bloqueados pela companheira. Caso os raios gama desapareçam do conjunto de dados deste sistema, os cientistas podem inferir que a companheira eclipsou o pulsar. A partir daí, podem calcular a inclinação do sistema em relação ao nosso ponto de vista, as velocidades das estrelas e a massa do pulsar. 

O PSR B1957+20 (B1957) foi a primeira viúva negra conhecida, descoberta em 1988. Modelos anteriores para este sistema, construídos a partir de observações ópticas, determinaram que a sua inclinação em relação ao nosso ponto de vista era de cerca de 65 graus e a massa do pulsar era 2,4 vezes superior à do Sol. Isto tornaria B1957 o pulsar mais massivo conhecido, encontrando-se no limite teórico de massa entre os pulsares e os buracos negros. A análise dos dados do Fermi, possibilitou encontrar 15 fótons de raios gama em falta. O "timing" dos pulsos de raios gama destes objetos é tão confiável que 15 fótons em falta, ao longo de uma década, são suficientemente significativos para que seja estabelecido que o sistema está sendo eclipsado. Então, foi calculado que o binário está inclinado 84 graus e que o pulsar tem apenas 1,8 vezes a massa do Sol.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics