A transformação de uma das maiores estrelas

Uma das maiores estrelas conhecidas, uma supergigante vermelha, de repente encolheu e esquentou, transformando-se em um tipo diferente de estrela.

© ESO / VLTI (estrela WOH G64)

Os astrônomos podem ter visto uma estrela supergigante vermelha se transformando em uma hipergigante amarela. Se confirmada, seria a mudança mais dramática já presenciada em tal estrela.

Antes que as maiores estrelas morram, elas se incham em gigantes. Nosso próprio Sol abrange mais de 1 milhão de quilômetros, mas supergigantes vermelhas pode inflar para mais de 1 bilhão de quilômetros de diâmetro antes de se tornar supernova. Se você colocasse essa supergigante vermelha, apelidada de WOH G64, no centro do nosso Sistema Solar, sua borda externa ficaria além da órbita de Júpiter.

A WOH G64 está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, ela fascina os astrônomos há décadas. Não só por seu tamanho, mas também por sua excepcional luminosidade e prodigiosa taxa de perda de massa, já que ventos poderosos levam material para longe da estrela. Mais de uma década atrás, a estrela começou uma série de mudanças dramáticas, primeiro escurecendo antes de clarear de repente, depois desaparecendo novamente.

As mudanças começaram em 2011, quando a estrela começou a escurecer. Então, em 2013 e 2014, o WOH G64 não só recuperou seu brilho inicial como o ultrapassou significativamente. Sua temperatura de superfície subiu mais de 1.000°C, transformando a estrela de vermelha em amarela como resultado. A estrela encolheu ao esquentar, esvaziando de 1.500 vezes o raio do Sol para apenas 800 raios solares.

Os traços do óxido de titânio desapareceram, e linhas de emissão proibidas emergiram. No conjunto, as mudanças sugerem uma profunda alteração nas camadas externas do astro. Por exemplo, as linhas proibidas podem vir de material ejetado que agora está brilhando. Então, em 2025, a estrela começou a desaparecer mais uma vez para menos da metade de seu brilho, caindo cerca de duas magnitudes em menos de um ano. Agora os astrônomos acham que esse comportamento pode ser explicado se WOH G64 pertence a um sistema binário.

Existem dois cenários possíveis: O primeiro é que o sistema estava embutido em um envelope comum que imitava uma supergigante vermelha. A ejeção parcial desse invólucro revelou, então, as duas estrelas. Alternativamente, a estrela primária pode ter sofrido anteriormente um episódio eruptivo excepcional, com mais de 30 anos de duração. Agora, está voltando a um estado mais silencioso mesmo com o calor, com menos erupções dominadas pelo vento. Ambas as possibilidades são extremamente raras.

Observações de estrelas antes de se tornarem supernovas não conseguiram aumentar as supergigantes vermelhas mais luminosas. Uma solução proposta é que tais estrelas evoluam de volta para estados mais quentes antes que explodam. Se é isso que está acontecendo aqui, o WOH G64 pode oferecer um raro vislumbre em tempo real dessa transição indescritível.

Veja outras informações no blog: A primeira imagem de uma estrela fora da Via Láctea.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope

Localizada antiga estrela que explodiu como supernova

Há quarenta milhões de anos, uma estrela numa galáxia próxima explodiu, espalhando material pelo espaço e produzindo um brilhante clarão.

© STScI (galáxia espiral NGC 1637)

A imagem principal à esquerda mostra uma visão combinada do Webb e do Hubble da galáxia espiral NGC 1637, com a região de interesse no canto superior direito. Os três painéis restantes mostram uma visão detalhada de uma estrela supergigante vermelha antes e depois de explodir. A estrela não é visível na imagem do Hubble antes da explosão, mas aparece na imagem do Webb. A observação de julho de 2025 do Hubble mostra as consequências brilhantes da explosão.

A luz gerada viajou pelo cosmos, chegando à Terra no dia 29 de junho de 2025, onde foi detectada pelo levantamento ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). Os astrónomos imediatamente viraram os seus instrumentos para esta nova supernova, designada 2025pht, no intuito de aprender mais sobre ela. Mas uma equipe de cientistas voltou-se ao invés para os arquivos, procurando usar imagens pré-supernova para identificar exatamente qual a estrela, entre tantas, havia explodido. E tiveram sucesso.

Imagens da galáxia NGC 1637 tiradas pelo telescópio espacial James Webb mostraram uma única estrela supergigante vermelha localizada exatamente onde a supernova agora brilha. Isto representa a primeira deteção evidenciada da progenitora de uma supernova pelo Webb.

Ao alinhar cuidadosamente as imagens de NGC 1637 obtidas pelo Hubble e pelo Webb, a equipe conseguiu identificar a estrela progenitora nas imagens tiradas pelos instrumentos MIRI (Mid-Infrared Instrument) e NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb em 2024. Descobriram que a estrela parecia surpreendentemente vermelha, uma indicação de que estava rodeada por poeira que bloqueava os comprimentos de onda mais curtos e azuis da luz.

Este excesso de poeira pode ajudar a explicar um problema de longa data na astronomia que poderia ser descrito como o caso das supergigantes vermelhas desaparecidas. Os astrônomos esperam que a maioria das estrelas mais massivas, que explodem como supernovas, também sejam as mais brilhantes e luminosas. Portanto, deveriam ser fáceis de identificar em imagens pré-supernova.

No entanto, não tem sido esse o caso. Uma explicação possível é que as estrelas mais massivas e envelhecidas também são as mais empoeiradas. Se estiverem rodeadas por grandes quantidades de poeira, a sua luz pode ser atenuada a ponto de se tornar indetectável. As observações Webb da supernova 2025pht apoiam essa hipótese.

A equipe não ficou surpresa apenas com a quantidade de poeira, mas também com a sua composição. A aplicação de modelos computacionais às observações do Webb indicou que a poeira é provavelmente rica em carbono, quando era esperado que fosse mais rica em silicatos. A equipe especula que este carbono pode ter sido "dragado" do interior da estrela pouco antes de ela explodir.

A equipe está agora a trabalhar para procurar supergigantes vermelhas semelhantes que possam explodir como supernovas. As observações do futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA podem ajudar nesta busca. O Roman terá a resolução, sensibilidade e cobertura de comprimento de onda infravermelho para não só ver estas estrelas, mas também potencialmente testemunhar a sua variabilidade à medida que elas ejetam grandes quantidades de poeira perto do fim das suas vidas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Esta estrela é nova ou velha?

Esta imagem mostra um inesperado ciclo completo de uma estrela.

© ESO (Ve 7-27 e Vela Junior)

O objeto visto na imagem, Ve 7–27, foi durante muito tempo considerado uma nebulosa planetária, a fase final da vida de uma estrela semelhante ao Sol.

No entanto, o Very Large Telescope (VLT) do ESO revelou-nos agora que se trata, na verdade, de uma estrela recém formada. Durante anos, a verdadeira natureza desta nebulosa foi debatida, mas o instrumento MUSE montado no VLT captou agora a primeira imagem detalhada deste objeto, que mostra que a Ve 7-27 está lançando jatos energéticos, algo típico em estrelas recém nascidas.

Em vez de ser o “último suspiro” de uma estrela moribunda, a Ve 7-27 é uma estrela recém nascida. Há, no entanto, uma estrela morta real muito perto. A nuvem verde-amarelada compacta, que é vista no centro e um pouco à esquerda, abriga uma estrela de nêutrons criada quando uma estrela massiva explodiu sob a forma de supernova.

Esta nebulosa faz parte de uma nuvem maior ejetada durante a explosão, o resto da supernova Vela Junior. As observações do MUSE revelaram que a estrela recém nascida, a Ve 7-27, está incrustada no material expelido por esta supernova. A distância até à Vela Junior nunca tinha sido determinada anteriormente com precisão, mas agora sabe-se que este objeto se encontra muito perto da Ve 7-27. Uma vez que a Ve 7-27 está a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra, o mesmo se aplica à Vela Junior.

Saber a distância a que se situa a Vela Junior implica que é possível finalmente determinar o seu tamanho, a velocidade a que está se expandindo e, por conseguinte, há quanto tempo a supernova explodiu, resolvendo-se assim décadas de inconsistências.

Portanto, esta descoberta fornece pistas não apenas sobre a estrela bebê muito energética, mas também sobre a verdadeira natureza da supernova Vela Junior, representando um caso notável de nascimento e morte estelares coexistindo lado a lado no mesmo meio.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Evolução do remanescente da Supernova de Kepler

Um novo vídeo mostra a evolução do remanescente da Supernova de Kepler.

© Chandra / Pan-STARRS (Supernova de Kepler)

O vídeo mostra as alterações no remanescente da Supernova de Kepler, utilizando dados do Observatório de raios X Chandra da NASA, captados ao longo de mais de duas décadas e meia, com observações efetuadas em 2000, 2004, 2006, 2014 e 2025. Neste vídeo, que é o mais abrangente com dados coletados pelo Chandra, os raios X (azul) do telescópio foram combinados com uma imagem óptica (vermelho, verde e azul) do Pan-STARRS.

A Supernova de Kepler, cujo nome honra o astrônomo alemão Johannes Kepler, foi observada pela primeira vez no céu noturno em 1604. Atualmente, sabemos que uma estrela anã branca explodiu quando excedeu uma massa crítica, depois de ter retirado material de uma estrela companheira ou de se ter fundido com outra anã branca. Este tipo de supernova é conhecido como Tipo Ia, e os cientistas utilizam-no para medir a expansão do Universo. Os remanescentes de supernova, os campos de detritos deixados para trás depois de uma explosão estelar, brilham frequentemente em raios X, porque o material foi aquecido a milhões de graus devido à explosão.

O remanescente está localizado na nossa Galáxia, a cerca de 17.000 anos-luz da Terra, permitindo ao Chandra obter imagens detalhadas dos detritos e da forma como muda com o tempo. Foi mostrado que as partes mais rápidas do remanescente estão viajando a cerca de 22,2 milhões de quilômetros por hora (2% da velocidade da luz), movendo-se em direção à parte inferior da imagem. Entretanto, as partes mais lentas estão viajando em direção ao topo a cerca de 6,4 milhões de quilômetros por hora (0,5% da velocidade da luz). Esta grande diferença de velocidade deve-se ao fato de o gás no qual o remanescente está penetrando, na parte superior da imagem, ser mais denso do que o gás na parte inferior.

A equipe também examinou a largura das orlas que formam a onda de choque da explosão. A onda de choque é a borda principal da explosão e a primeira a encontrar material fora da estrela. Ao medir a sua largura e a velocidade a que se desloca, os astrônomos obtêm mais informações sobre a explosão estelar e sobre os seus arredores.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Uma estrela tão incrível que explode duas vezes

Uma equipe de astrônomos, utilizando diversos telescópios, incluindo o Observatório W. M. Keck em Maunakea, na Ilha Havaí, descobriu uma possível "superkilonova" que explodiu não uma, mas duas vezes.

© Caltech (ilustração de uma superkilonova)

A ilustração retrata um evento hipotético conhecido como superquilonova. Inicialmente, uma estrela massiva explode em uma supernova, gerando elementos como carbono e ferro (esquerda). Em seguida, duas estrelas de nêutrons nascem, sendo que pelo menos uma delas acredita-se ser menos massiva que o nosso Sol (centro). As estrelas de nêutrons espiralam em direção uma à outra, enviando ondas gravitacionais que se propagam pelo cosmos, antes de se fundirem em uma dramática kilonova (direita). As kilonovas semeiam o Universo com os elementos mais pesados que brilham em luz vermelha.

Essa descoberta sugere que o evento incomum pode ser a primeira superkilonova desse tipo, ou seja, uma kilonova desencadeada por uma supernova. Tal evento nunca havia sido observado. Quando as estrelas mais massivas chegam ao fim de suas vidas, elas explodem em espetaculares explosões de supernova, que semeiam o Universo com elementos mais pesados, como carbono e ferro. Outro tipo de explosão, a kilonova ocorre quando um par de estrelas densas e mortas, chamadas estrelas de nêutrons, colidem, forjando elementos ainda mais pesados, como ouro, platina e urânio. Os elementos pesados criados por ambas as explosões estão entre os blocos de construção básicos das estrelas e dos planetas.

Até o momento, apenas uma kilonova foi confirmada de forma inequívoca: um evento histórico conhecido como GW170817, ocorrido em 2017. Nesse caso, duas estrelas de nêutrons colidiram, enviando ondulações no espaço-tempo, conhecidas como ondas gravitacionais, bem como ondas de luz, através do cosmos. A explosão cósmica foi detectada em ondas gravitacionais pelo Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) e seu parceiro europeu, o detector de ondas gravitacionais Virgo, na Itália, e em ondas de luz por dezenas de telescópios terrestres e espaciais ao redor do mundo.

O curioso caso da candidata a kilonova, AT2025ulz, é complexo e acredita-se que tenha se originado de uma explosão de supernova ocorrida horas antes, obscurecendo a visão dos astrônomos naquela ocasião e tornando o caso ainda mais complicado. Em agosto de 2025, um novo sinal de onda gravitacional foi captado pelo LIGO e pelo Virgo. Em poucos minutos, um alerta foi emitido para a comunidade astronômica contendo um mapa aproximado da fonte, sinalizando aos pesquisadores que ondas gravitacionais haviam sido registradas a partir do que parecia ser uma fusão entre dois objetos, sendo pelo menos um deles excepcionalmente pequeno.

As observações confirmaram que a erupção de luz havia se dissipado rapidamente e brilhado em comprimentos de onda vermelhos, assim como a GW170817 oito anos antes. No caso da kilonova GW170817, as cores vermelhas provinham de elementos pesados como o ouro; esses átomos possuem mais níveis de energia eletrônica do que elementos mais leves, bloqueando a luz azul, mas permitindo a passagem da luz vermelha. Então, dias após a explosão, a AT2025ulz começou a brilhar novamente, adquirir uma tonalidade azul e apresentar hidrogênio em seu espectro, todos sinais de uma supernova, e não de uma kilonova (especificamente uma supernova de colapso de núcleo e envelope despojado).

Geralmente, não se espera que supernovas de galáxias distantes gerem ondas gravitacionais suficientes para serem detectadas pelo LIGO e Virgo, enquanto as kilonovas são. Isso levou alguns astrônomos a concluir que a AT2025ulz foi desencadeada por uma supernova típica e comum, e não relacionada ao sinal de ondas gravitacionais. 

Embora AT2025ulz não se assemelhasse à kilonova clássica GW170817, também não parecia uma supernova comum. Além disso, os dados de ondas gravitacionais do LIGO e Virgo revelaram que pelo menos uma das estrelas de nêutrons na fusão era menos massiva que o nosso Sol, um indício de que uma ou duas pequenas estrelas de nêutrons poderiam ter se fundido para produzir uma kilonova.

Estrelas de nêutrons são os restos de estrelas massivas que explodem como supernovas. Acredita-se que elas tenham aproximadamente o tamanho de cerca de 22 a 30 quilômetros de diâmetro, com massas que variam de 1,2 a cerca de 3 vezes a massa do nosso Sol. Alguns teóricos propuseram maneiras pelas quais as estrelas de nêutrons poderiam ser ainda menores, com massas inferiores à do Sol, mas nenhuma foi observada até o momento.

Os teóricos invocam dois cenários para explicar como uma estrela de nêutrons poderia ser tão pequena. Num cenário, uma estrela massiva em rápida rotação explode em supernova e se divide em duas minúsculas estrelas de nêutrons subsolares num processo chamado fissão. No segundo cenário, chamado fragmentação, a estrela em rápida rotação explode novamente em supernova, mas desta vez um disco de material se forma ao redor da estrela em colapso. O material irregular do disco se coalesce em uma minúscula estrela de nêutrons, de maneira semelhante à formação de planetas. 

A única maneira que os teóricos encontraram para o nascimento de estrelas de nêutrons subsolares é durante o colapso de uma estrela com rotação muito rápida. Se essas estrelas se emparelharem e se fundirem emitindo ondas gravitacionais, é possível que tal evento seja acompanhado por uma supernova, em vez de ser visto como uma kilonova pura. Mas, embora essa teoria seja instigante e interessante de se considerar, a equipe de pesquisa ressalta que não há evidências suficientes para fazer afirmações definitivas. A única maneira de testar a teoria das superkilonovas é encontrar mais eventos desse tipo.

O estudo, liderado pelo Instituto de Tecnologia da Califórnia, foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Fogo de artifício cósmico de supernova falhada

Há cerca de 900 anos, observadores na China e no Japão registaram uma brilhante "estrela visitante" que apareceu subitamente e permaneceu no céu noturno durante seis meses.

© Chandra, Pan-STARRS, XMM-Newton & WISE (Pa 30)

Os cientistas pensam agora que um remanescente tênue recentemente descoberto, conhecido como Pa 30, remonta a esse evento: uma incompleta explosão de supernova que produziu o surto temporário e luminoso observado em 1181.

As explosões de supernova, que marcam os momentos finais de uma estrela, dividem-se tipicamente em duas categorias principais:

• Supernovas de colapso do núcleo: ocorrem quando uma estrela massiva, com pelo menos dez vezes a massa do nosso Sol, fica sem combustível nuclear. O seu núcleo colapsa sob a ação da gravidade, desencadeando uma explosão catastrófica;

• Supernovas de Tipo Ia: representam a detonação de uma anã branca e requerem um sistema binário, ou seja, duas estrelas que orbitam um centro comum. A explosão pode ser gerada pela fusão de duas anãs brancas, ou por acreção de material de uma estrela companheira (quando o binário é constituído por uma anã branca e uma estrela normal), aumentando constantemente a sua massa até detonar.

Uma nova análise, no entanto, mostra que Pa 30 é o remanescente de um evento mais raro, uma estrela que começou a explodir, mas que não o conseguiu fazer completamente. As condições não eram as ideais para produzir uma detonação terminal da estrela. Em vez disso, queimou elementos mais pesados perto das suas camadas superficiais, sem a destruir totalmente. A combustão nuclear não se transformou numa detonação supersônica.

Quando ocorre uma supernova de Tipo Ia, normalmente uma ou ambas as estrelas são completamente destruídas, gerando uma nuvem de detritos em expansão,- conhecida como remanescente de supernova, que apresenta uma estrutura semelhante a uma couve-flor. Mas em vez de uma nuvem de detritos espessa e caótica, Pa 30 apresenta filamentos longos e retos que irradiam de um núcleo central, como os rastos de um fogo de artifício.

Os astrônomos têm-se esforçado por compreender como os filamentos finos e uniformes de Pa 30 foram formados. Os pesquisadores examinaram o remanescente com telescópios modernos, fizeram simulações e testaram vários cenários antes de chegarem a uma nova explicação. As supernovas são tipicamente brilhantes apenas durante os primeiros meses após a sua detecção, mas o remanescente é observável por telescópios potentes durante centenas de anos, à medida que arrefece. O estudo sugere que a explosão inicial observada em 1181 foi incomumente fraca, permitindo que uma anã branca sobrevivente, provavelmente hipermassiva, permanecesse intacta no centro.

A explosão não criou os filamentos de Pa 30: eles formaram-se depois. Após a detonação falhada, a anã branca sobrevivente começou a lançar um vento rápido e denso, enriquecido com elementos pesados forjados durante a explosão parcial. Este vento é observado atualmente, movendo-se a cerca de 15.000 km/s, ou seja, 5% da velocidade da luz. O vento embateu no gás mais leve que rodeava a estrela. Na fronteira entre o vento denso e o gás leve, havia condições para que a instabilidade de Rayleigh-Taylor, um processo em que um fluido mais pesado (neste caso o vento) empurra um mais leve, atuasse, formando longas plumas semelhantes a dedos. Em Pa 30, essas plumas tornaram-se filamentos lineares e altamente alongados.

O que aconteceu a seguir também é incomum. Normalmente, um segundo processo, a instabilidade de Kelvin-Helmholtz, que é a mistura e o mecanismo de cisalhamento que faz com que os redemoinhos se torçam, rasgaria aqueles longos dedos em pedaços. Mas, no caso de Pa 30, a mistura e o cisalhamento nunca se concretizaram. O vento denso era tão mais pesado do que o gás que a instabilidade de Kelvin-Helmholtz foi suprimida. Como resultado, os filamentos continuaram a esticar-se para fora enquanto o vento continuava a alimentá-los. Pa 30 ficou com uma cavidade central vazia e um halo de filamentos que continuaram se expandindo. As simulações sugerem que um contraste de alta densidade é conducente à formação de tais estruturas filamentares. 

Este tipo de explosão falhada é raro, mas cada vez mais reconhecido como uma subclasse distinta de explosão estelar. Os astrônomos classificam-nos como supernovas de Tipo Iax, um subgrupo incomum que representa uma forma diferente de morte estelar. Pa 30 é um dos poucos casos em que a modelação astrofísica moderna pode ser diretamente associada a um evento registado por observadores há cerca de 900 anos. A "estrela visitante" de 1181 tornou-se um detalhado estudo de caso cósmico, revelando como algumas estrelas morrem não numa única explosão cataclísmica, mas num processo complexo que deixa para trás estruturas surpreendentes.

Embora não se conheçam outras fontes astrofísicas que apresentem a morfologia de fogo de artifício de Pa 30, documentos recentemente divulgados do LANL (Los Alamos National Lab) demonstram que tais estruturas podem surgir em explosões terrestres. São mostradas duas fotografias do teste nuclear de alta altitude "Kingfish" efetuado pelo LANL em 1962. O teste Kingfish fazia parte da Operação Fishbowl, uma série de experiências concebidas para monitorar os efeitos das detonações nucleares em grande altitude nas comunicações militares, sistemas de radar e capacidades de detecção de mísseis durante a Guerra Fria. 

© LANL (detonação da bomba nuclear Kingfish)

A imagem da esquerda foi tirada cerca de 40 milissegundos após a detonação inicial e ilustra a formação de filamentos claros, semelhantes a dedos, que se estendem para a atmosfera em choque e radialmente a partir de um centro comum. A imagem da direita é da mesma explosão, mas 256 milissegundos após a detonação, mostrando que os filamentos inicialmente radiais evoluíram para uma estrutura mais parecida com uma couve-flor que faz lembrar a maioria dos outros remanescentes de supernova.

A bomba nuclear Kingfish foi semelhante às explosões astrofísicas típicas, em que uma quantidade fixa de massa e energia é impulsivamente injetada num meio gasoso; isto contrasta com a origem alimentada pelo vento do remanescente Pa 30, em que a energia e o momento foram continuamente fornecidos à medida que o material se expandia. O fato de a experiência Kingfish ter inicialmente produzido material ejetado que se assemelhava a Pa 30, e que mais tarde se transformaram numa estrutura que faz lembrar a maioria dos outros remanescentes de supernova, sugere que outras explosões astrofísicas não alimentadas pelo vento podem passar por esta mesma fase, embora dure comparativamente pouco tempo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Syracuse University