Da Flor à Cabeça de Alho

Esta imagem na constelação de Cassiopeia mostra a região formada por NGC 7822 e Sh2-170 que delineia o famoso ponto de interrogação cósmico.

© Julien De Winter (Sh2-170 e Abell 85)

Esta imagem foca no "ponto": Sh2-170, no canto superior esquerdo, uma nebulosa circular de emissão frequentemente apelidada de Pequena Roseta. Em contraste, no canto inferior direito se estende o vasto remanescente de supernova Abell 85 (CTB 1). Esta bolha filamentosa, com idade entre 20.000 e 30.000 anos, abrange mais de 100 anos-luz de diâmetro. Suas estruturas são particularmente tênues: os filamentos (OIII), extremamente fracos, foram revelados aqui graças a um processamento paciente e meticuloso, destacando a onda de choque da explosão interagindo com o gás circundante.

Entre esses dois objetos, uma rede de nuvens filamentosas de hidrogênio completa o campo. A origem dessa estrutura se assemelha fortemente a uma SNR (remanescente de supernova). 

Esta cena, composta por Sh2-170 e Abell 85, ilustra duas facetas opostas da evolução estelar: a formação de novas estrelas dentro de uma nebulosa compacta e a morte violenta de uma estrela massiva em um remanescente de supernova. 

A nebulosa Sh2-170, que foi descoberta por Stewart Sharpless em 1959, é uma nebulosa de emissão localizada a aproximadamente 7.500 anos-luz da Terra. Ela se estende por quase 70 anos-luz, mas sua aparência circular e compacta lhe rendeu o apelido de "Pequena Roseta", em referência à famosa Nebulosa da Roseta em Monoceros. É um berçário estelar, onde novas gerações de estrelas nascem em meio a nuvens de gás e poeira.

O remanescente de supernova Abell 85, que foi descoberto em meados do século XX, foi inicialmente classificada como uma nebulosa planetária por George O. Abell em seu catálogo de 1955, devido à sua aparência difusa e anular em Hα. No entanto, observações de rádio subsequentes revelaram sua verdadeira natureza: um remanescente de supernova, agora conhecido como CTB 1. Localizado a cerca de 9.000 anos-luz de distância, Abell 85 é um dos maiores remanescentes de supernova visíveis da Terra. Seus filamentos mais brilhantes estão concentrados na parte leste, onde a onda de choque encontra um meio interestelar mais denso, enquanto a parte oeste revela apenas filamentos extremamente tênues, cuja detecção em (OIII) é um verdadeiro desafio para a obtenção de imagens.

A aquisição da imagem levou quase 27 horas de exposição para detectar os objetos. Uma testemunha magnífica da morte de uma estrela massiva, Abell 85 nos lembra que cada cicatriz cósmica preserva a memória de um antigo cataclismo.

Fonte: Amateur Astronomy Photo of the Day

Novo método para detectar supernovas após explosão

As supernovas são enormes explosões que marcam a fase final da vida de uma estrela. Por serem repentinas e imprevisíveis, foram durante muito tempo difíceis de estudar, mas, atualmente os astrônomos podem descobrir supernovas quase diariamente.

© DSS / Chandra (SN 1572)

Composição de SN 1572 na constelação de Cassiopeia. Os dados de raios X do Chandra foram combinados com uma imagem óptica das estrelas no mesmo campo de visão pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Um novo estudo liderado pelo ICE-CSIC (Instituto de Ciencias Espaciales - Consejo Superior de Investigaciones Científicas), Espanha, apresenta um novo método para detectar supernovas horas depois de entrarem em erupção.

O estudo centra-se numa amostra de dez supernovas, utilizando observações do GTC (Gran Telescopio de Canarias). Mostra como protocolos específicos e um rápido acompanhamento telescópico podem captar os primeiros espectros destas explosões estelares, idealmente dentro de 48 horas, ou mesmo 24 horas após a sua primeira luz. Este avanço oferece uma oportunidade sem precedentes para estudar os momentos imediatamente a seguir à morte de uma estrela e torna a detecção rápida essencial para compreender as suas origens e evolução. 

As supernovas dividem-se em duas grandes categorias, determinadas pela massa da estrela progenitora. As supernovas termonucleares envolvem estrelas cuja massa inicial não excedia as oito massas solares. O estágio evolutivo mais avançado destas estrelas antes da supernova é a anã branca, objetos muito antigos que já não têm um núcleo ativo que produza calor. As anãs brancas podem permanecer em equilíbrio durante muito tempo, apoiadas por um efeito quântico chamado pressão de degeneração de elétrons. Se uma estrela deste tipo estiver localizada num sistema binário, pode sugar matéria da sua companheira. A massa extra aumenta a pressão interna até que a anã branca explode como uma supernova.

A segunda categoria de supernovas envolve estrelas muito massivas, com mais de oito massas solares. Brilham graças à fusão nuclear nos seus núcleos, mas quando a estrela queima átomos progressivamente mais pesados, até ao ponto em que a fusão deixa de produzir energia, o núcleo entra em colapso. Nesse momento, a estrela colapsa porque a gravidade deixa de ser contrabalançada; a rápida contração aumenta drasticamente a pressão interna desencadeia a explosão. 

As primeiras horas e dias após a explosão de uma supernova preservam pistas diretas sobre o sistema progenitor, informação que ajuda a distinguir modelos rivais da explosão, a estimar parâmetros críticos e a estudar o ambiente local. Historicamente, a obtenção destes dados iniciais era difícil porque a maioria das supernovas era descoberta dias ou semanas após a explosão. Os modernos levantamentos de campo amplo, cobrindo grandes faixas do céu e revisitando-as frequentemente, estão mudando esse quadro e permitindo descobertas em meras horas ou dias.

O estudo relata dez supernovas: metade termonucleares, metade de colapso do núcleo. A maior parte delas foi observada no prazo de seis dias após a explosão estimada e, em dois casos, no prazo de 48 horas. O protocolo começa com uma busca rápida de candidatos com base em dois critérios: o sinal luminoso deve estar ausente nas imagens da noite anterior e a nova fonte deve situar-se no interior de uma galáxia. Quando ambas as condições são satisfeitas, a equipe aciona o instrumento OSIRIS montado no GTC para obter um espectro.

O espectro da supernova mostra, por exemplo, se a estrela continha hidrogênio, o que significa que é uma supernova de colapso do núcleo. Conhecer a supernova nos seus primeiros momentos permite também procurar outros tipos de dados sobre o mesmo objeto, como a fotometria pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) e pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) que foram utilizados no estudo.

Essas curvas de luz mostram como o brilho aumenta na fase inicial; se forem vistas pequenas irregularidades, isso pode significar que outra estrela num sistema binário foi engolida pela explosão. Verificações adicionais cruzam dados de outros observatórios sobre a mesma zona do céu. Um programa espectroscópico de resposta rápida, bem coordenado com levantamentos fotométricos profundos, pode realisticamente recolher espectros um dia após a explosão, abrindo caminho para estudos sistemáticos das primeiras fases em grandes levantamentos futuros, como o LS4 (La Silla Southern Supernova Survey) e o LSST (Legacy Survey of Space and Time), ambos no Chile.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

Fonte: Institute of Space Sciences

O conflito interno de uma estrela antes da sua explosão

De acordo com um novo estudo do observatório de raios X Chandra da NASA, o interior de uma estrela "deu voltas" antes de explodir de forma espetacular.

© Chandra (Cassiopeia A)

Hoje, esta estrela estilhaçada, conhecida como o remanescente de supernova Cassiopeia A, é um dos objetos mais conhecidos e bem estudados do céu. No entanto, há mais de trezentos anos, era uma estrela gigante à beira da autodestruição.

O novo estudo do Chandra revela que, poucas horas antes de explodir, o interior da estrela reorganizou-se violentamente. Esta alteração de última hora do seu ventre estelar tem profundas implicações para a compreensão da forma como as estrelas massivas explodem e de como os seus remanescentes depois se comportam.

A Cassiopeia A (Cas A) foi um dos primeiros objetos que o telescópio espacial observou após o seu lançamento em 1999 e os astrônomos voltaram várias vezes para o observar. 

À medida que as estrelas massivas envelhecem, formam-se elementos cada vez mais pesados no seu interior, através de reações nucleares, criando camadas tipo cebola de diferentes elementos. A sua camada exterior é majoritariamente constituída por hidrogênio, seguida de camadas de hélio, carbono e elementos progressivamente mais pesados - estendendo-se até ao centro da estrela. Quando o ferro começa a formar-se no núcleo da estrela, o jogo muda. Assim que o núcleo de ferro cresce para além de uma certa massa (cerca de 1,4 vezes a massa do Sol), já não consegue suportar o seu próprio peso e colapsa. A parte exterior da estrela cai sobre o núcleo em colapso e rebenta como uma supernova de colapso do núcleo.

A nova observação com dados do Chandra revela uma mudança que ocorreu nas profundezas da estrela nos últimos momentos da sua vida. Depois de viver durante mais de um milhão de anos, Cas A sofreu grandes alterações nas suas últimas horas antes de explodir. Pouco antes da estrela Cas A entrar em colapso, parte de uma camada interna com grandes quantidades de silício viajou para o exterior e invadiu uma camada vizinha com muito neônio. Trata-se de um acontecimento violento em que a barreira entre estas duas camadas desaparece. Esta agitação não só fez com que o material rico em silício se deslocasse para o exterior, como também forçou o material rico em neônio se deslocar para o interior.

A sobrevivência destas regiões não só fornece evidências críticas das alterações interiores da estrela, como também mostra que a mistura completa do silício e do neônio com outros elementos não ocorreu imediatamente antes ou depois da explosão. Esta ausência de mistura é prevista por modelos computacionais detalhados de estrelas massivas perto do fim das suas vidas.

Há várias implicações significativas para este tumulto interno da estrela condenada. Primeiro, pode explicar diretamente a forma assimétrica, em vez de simétrica, do remanescente Cas A em três dimensões. Segundo, uma explosão assimétrica e um campo de detritos podem ter dado um poderoso pontapé ao núcleo remanescente da estrela, agora uma estrela de nêutrons, explicando a elevada velocidade observada deste objeto. Finalmente, os fortes fluxos turbulentos criados pelas mudanças internas da estrela podem ter promovido o desenvolvimento da onda de choque da supernova, facilitando a explosão da estrela.

Estes resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

IA ajuda na descoberta de um novo tipo de supernova

Os astrônomos descobriram o que poderá ser uma estrela massiva explodindo enquanto tenta engolir um buraco negro que a acompanha, oferecendo uma explicação para uma das mais estranhas explosões estelares alguma vez observadas.

© CfA (interação explosiva entre buraco negro e estrela massiva)

A descoberta foi feita por uma equipe liderada pelo Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian e pelo MIT (Massachusetts Institute of Technology), no âmbito do levantamento YSE (Young Supernova Experiment).

A explosão, designada SN 2023zkd, foi descoberta pela primeira vez em julho de 2023 pelo ZTF (Zwicky Transient Facility). Um novo algoritmo de inteligência artificial concebido para detectar explosões incomuns em tempo real foi o primeiro a detectar a explosão, e esse alerta precoce permitiu que os astrônomos iniciassem imediatamente observações de acompanhamento, um passo essencial para captar a história completa da explosão. Quando a explosão terminou, já tinha sido observada por um grande conjunto de telescópios, tanto no solo como a partir do espaço.

Os cientistas pensam que a interpretação mais provável é que a estrela massiva estava presa numa órbita mortal com um buraco negro. À medida que a energia da órbita se perdia, a sua separação diminuiu até que a supernova foi desencadeada pelo stress gravitacional da estrela, que engoliu parcialmente o buraco negro.

Uma interpretação alternativa considerada pela equipe é que o buraco negro despedaçou completamente a estrela antes que esta pudesse explodir por si própria. Nesse caso, o buraco negro puxou rapidamente os detritos da estrela e a emissão da supernova foi gerada quando os detritos colidiram com o gás que os rodeava. Em ambos os casos, um único buraco negro, mais massivo, é deixado para trás.

Localizada a cerca de 730 milhões de anos-luz da Terra, SN 2023zkd parecia inicialmente uma supernova típica, com uma única explosão de luz. Mas quando os cientistas seguiram o seu declínio ao longo de vários meses, fez algo inesperado: voltou a brilhar. Para compreender este comportamento incomum, os cientistas analisaram dados de arquivo, que revelaram algo ainda mais estranho: o sistema aumentou lentamente de brilho ao longo de mais de quatro anos antes da explosão.

Este tipo de atividade a longo prazo, pré-explosão, é raramente visto em supernovas. Análises detalhadas revelaram que a luz da explosão foi moldada pelo material que a estrela tinha liberado nos anos anteriores à sua morte. O brilho inicial foi causado pela onda de explosão da supernova que atingiu gás de baixa densidade. O segundo pico, mais tardio, foi causado por uma colisão mais lenta, mas sustentada, com uma nuvem espessa, semelhante a um disco.

Esta estrutura e o comportamento errático da estrela antes da explosão sugerem que a estrela moribunda estava sob extrema tensão gravitacional, provavelmente de uma companheira compacta próxima, como um buraco negro. 

Esta descoberta mostra como é importante estudar a forma como as estrelas massivas interagem com as suas companheiras à medida que se aproximam do fim das suas vidas. Há já algum tempo que é conhecido que a maioria das estrelas massivas se encontram em binários, mas apanhar uma no ato de troca de massa pouco antes de explodir é incrivelmente raro. 

Com o Observatório Vera C. Rubin revelando recentemente as suas primeiras imagens e se preparando para observar todo o céu de poucas em poucas noites, esta descoberta marca um vislumbre do que está para vir. Novos e poderosos observatórios, combinados com sistemas de IA em tempo real, permitirão em breve que a descoberta de muitas mais explosões raras e complexas e comecem a mapear a forma como estrelas massivas vivem e morrem em sistemas binários.

O levantamento YSE continuará complementando o Rubin, utilizando os telescópios Pan-STARRS1 e Pan-STARRS2 para identificar supernovas pouco depois da explosão. Esta abordagem oferece uma forma econômica de estudar o Universo próximo e dinâmico.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Uma galáxia espiral rica em supernovas

A galáxia espiral NGC 1309, rica em detalhes, brilha nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1309)

Esta impressionante imagem abrange as estrelas azuladas, as nuvens de gás marrom escuras e o centro branco perolado da NGC 1309, bem como centenas de galáxias de fundo distantes. Quase cada mancha, faixa e bolha de luz nesta imagem é uma galáxia individual. A única exceção ao conjunto extragaláctico é uma estrela, que pode ser identificada perto do topo do quadro por seus picos de difração. 

A NGC 1309 está situada a cerca de 100 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Eridanus. Ela é positivamente vizinha, a apenas alguns milhares de anos-luz de distância, na Via Láctea. 

O Hubble voltou sua atenção para a NGC 1309 diversas vezes; imagens anteriores desta galáxia foram divulgadas pelo Hubble em 2006 e 2014. Grande parte do interesse científico da NGC 1309 deriva de duas supernovas: a SN 2002fk, em 2002, e a SN 2012Z, em 2012. 

A SN 2002fk foi um exemplo perfeito de uma supernova do Tipo Ia, que ocorre quando o núcleo de uma estrela morta (uma anã branca) explode. A SN 2012Z, por outro lado, foi um pouco rebelde. Foi classificada como uma supernova do Tipo Iax: embora seu espectro se assemelhasse ao de uma supernova do Tipo Ia, a explosão não foi tão brilhante quanto o esperado.

Observações do Hubble mostraram que, neste caso, a supernova não destruiu completamente a anã branca, deixando para trás uma "estrela zumbi" que brilhou ainda mais do que antes da explosão. As observações do Hubble de NGC 1309 feitas ao longo de vários anos também fizeram com que esta fosse a primeira vez que a anã branca progenitora de uma supernova foi identificada em imagens tiradas antes da explosão.

Fonte: ESA

Nova imagem mostra os restos de uma estrela destruída

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

© ESO (restos da supernova SNR 0509-67.5)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: ESO

Explosão cósmica forjou elementos pesados

Uma das grandes questões da astrofísica é a origem dos elementos pesados, no nosso Universo, que constituem a tabela periódica.

© NASA (ruptura na crosta de uma estrela de nêutrons altamente magnetizada)

Os elementos mais leves, o hidrogênio e o hélio, formaram-se principalmente no Big Bang que deu origem ao Universo. Elementos um pouco mais pesados, como o oxigênio e o ferro, são forjados no interior dos núcleos quentes das estrelas e expelidos para o espaço quando estas morrem em explosões de supernova. No entanto, os elementos raros muito mais pesados do que o ferro, como o ouro e a platina, só são criados em condições muito mais extremas do que as encontradas nas estrelas normais. 

Durante décadas, os astrofísicos nucleares têm trabalhado para identificar os eventos, na natureza, que podem sintetizar estes elementos pesados. Agora, um grupo de pesquisadores da Universidade de Columbia em New York, EUA, tem uma nova resposta a esta questão, que desafia as ideias existentes sobre onde são criados os elementos pesados. 

Foi demonstrado que elementos muito mais pesados do que o ferro foram criados num famoso evento cósmico de há mais de 20 anos, que liberou mais energia em meio segundo do que o nosso Sol produz em 250 mil de anos. A descoberta deste evento único fornece uma perspectiva importante sobre a forma como estes elementos são sintetizados em geral.

Comparando os modelos teóricos com os dados observados, foi encontrado evidências de que uma das explosões mais brilhantes alguma vez observadas na Via Láctea, um poderoso surto de raios gama em 2004, produziu uma enorme quantidade de elementos pesados que excede, em massa, o planeta Marte. No dia 27 de dezembro de 2004, vários satélites, incluindo o telescópio espacial INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) da ESA, detectaram uma explosão extremamente poderosa de raios gama proveniente de um magnetar na nossa Galáxia.

Os magnetares são uma classe de estrelas de nêutrons que abrigam os campos magnéticos mais fortes do Universo, mais de 10 trilhões de vezes mais fortes do que o típico ímã de geladeira. As estrelas de nêutrons são os corpos compactos que sobram quando estrelas massivas colapsam e explodem como supernovas. A imensa energia magnética dos magnetares provoca surtos extremos, semelhantes mas muito mais energéticos do que as erupções de partículas que o nosso Sol produz.

Embora o magnetar, SGR 1806-20, se encontre a cerca de 30.000 anos-luz de distância, a "erupção gigante" de 2004 foi suficientemente brilhante para afetar as camadas superiores da atmosfera da Terra. Após a explosão inicial de raios gama, o telescópio espacial INTEGRAL também detectou um sinal de raios gama mais fraco, mas mais longo, que durou várias horas. Embora este brilho remanescente tenha sido relatado pela primeira vez por pesquisadores em 2005, no momento não houve qualquer explicação física convincente.

Agora, os cientistas mostraram que este sinal anteriormente inexplicado da famosa erupção gigante do magnetar de 2004 pode ser atribuído à emissão de raios gama do decaimento radioativo de elementos pesados, que foram recentemente sintetizados por uma série de reações nucleares na crosta da estrela de nêutrons, à medida que esta era expelida para o espaço durante a erupção gigante.

Estima-se que até 10% ou mais dos metais preciosos da Terra podem ser produzidos por magnetares. Embora muitos potenciais fenômenos que criam estes elementos tenham sido propostos ao longo dos anos, este representa apenas o segundo evento confirmado em que os elementos mais pesados do Universo podem ser sintetizados; o primeiro foi uma fusão de estrelas de nêutrons prevista em 2010 e confirmada observacionalmente em 2017. 

Esta descoberta abre uma série de novas questões relacionadas com a função que os magnetares podem desempenhar na propagação de elementos em todo o Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Columbia University