O prelúdio raramente visto de uma supernova

Uma estrela Wolf-Rayet é um raro prelúdio do famoso ato final de uma estrela massiva: a supernova.

© JWST (WR 124)

Como uma das suas primeiras observações em 2022, o telescópio espacial James Webb captou a estrela Wolf-Rayet WR 124 com um detalhe sem precedentes. Um halo distinto de gás e poeira enquadra a estrela e brilha no infravermelho detectado pelo Webb, exibindo uma estrutura com nós e uma história de ejeções episódicas.

Apesar de ser o cenário de uma iminente "morte" estelar, os astrônomos também olham para as estrelas Wolf-Rayet para obterem uma visão de novos começos. Nas nebulosas turbulentas que rodeiam estas estrelas forma-se poeira cósmica, que é composta pelos blocos de construção de elementos pesados do Universo moderno, incluindo a vida na Terra.

A rara visão de uma estrela Wolf-Rayet, entre as estrelas mais luminosas, mais massivas e mais brevemente detectáveis conhecidas, foi uma das primeiras observações feitas pelo telescópio espacial James Webb. A estrela WR 124 é vista em detalhe sem precedentes com os poderosos instrumentos infravermelhos do telescópio. A estrela WR 124 fica a 15.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. 

As estrelas massivas "correm" através dos seus ciclos de vida e nem todas elas passam por uma breve fase Wolf-Rayet antes de se tornarem uma supernova, o que significa que as observações detalhadas do Webb são valiosas para os astrônomos. 

As estrelas Wolf-Rayet estão no processo de liberar as suas camadas exteriores, resultando nos seus halos característicos de gás e poeira. A estrela WR 124 tem 30 vezes a massa do Sol e já liberou o equivalente a 10 sóis de material, até agora. À medida que o gás ejetado se afasta da estrela e arrefece, forma-se poeira cósmica e brilha na luz infravermelha. 

A origem da poeira cósmica que pode sobreviver a uma explosão de supernova e contribuir para o "orçamento global de poeira" do Universo é de grande interesse para os astrônomos por muitas razões. A poeira é parte integrante do funcionamento do Universo: abriga a formação de estrelas, reúne-se para ajudar a formar planetas e serve como plataforma para as moléculas se formarem e aglomerarem-se, incluindo os blocos de construção da vida na Terra. Apesar dos muitos papéis essenciais que a poeira desempenha, ainda há mais poeira no Universo do que as atuais teorias da formação da poeira podem explicar. O Universo está funcionando com um excedente orçamental de poeira. 

O Webb abre novas possibilidades para o estudo de detalhes na poeira cósmica, que é melhor observada em comprimentos de onda infravermelhos. O seu instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) equilibra o brilho do núcleo estelar de WR 124 e os detalhes em forma de nós no gás circundante mais tênue. O inovador instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) revela a estrutura "grumosa" do gás e da poeira da nebulosa que rodeia a estrela. 

Antes do Webb, os astrônomos dedicados ao estudo da poeira simplesmente não tinham informação detalhada o suficiente para explorar questões de produção da poeira em ambientes como WR 124, e se esta poeira era de tamanho e quantidade suficientes para sobreviver e dar uma contribuição significativa para o orçamento global da poeira. Agora, estas questões podem ser analisadas com dados reais. 

Estrelas como WR 124 também servem de análogo para ajudar a compreender um período crucial na história inicial do Universo. Estrelas "moribundas" semelhantes semearam o jovem Universo com os elementos pesados forjados nos seus núcleos, elementos que são agora comuns na era atual, incluindo na Terra. 

A imagem detalhada de WR 124 preserva para sempre uma breve e turbulenta época de transformação e promete futuras descobertas que vão revelar os mistérios há muito encobertos da poeira cósmica. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

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

Os mistérios da histórica supernova Tycho

Uma equipe internacional de cientistas descobriu novas informações sobre os remanescentes de uma estrela cuja explosão foi avistada há 450 anos.

© IXPE / Chandra / DSS (supernova Tycho)

Os dados IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA, em roxo escuro e branco, foram combinados com dados do observatório de raios X Chandra da NASA, em vermelho e azul, e sobrepostos com as estrelas no campo de visão, captadas pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Os resultados fornecem novas pistas sobre como as condições das ondas de choque criadas por explosões estelares titânicas, chamadas supernovas, aceleram as partículas para perto da velocidade da luz. O remanescente de supernova chama-se Tycho, em honra ao astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, que notou o grande brilho do objeto na constelação de Cassiopeia em 1572.

No novo estudo, os astrônomos utilizaram o IXPE para estudar os raios X polarizados do remanescente de supernova Tycho. O IXPE revelou, pela primeira vez, a geometria dos campos magnéticos perto da onda de choque, que ainda está se propagando a partir da explosão inicial e que forma um limite em torno do material ejetado. A compreensão da geometria do campo magnético permite aos cientistas investigar mais eficazmente a forma como as partículas são ali aceleradas.

A medição da polarização dos raios X fornece a direção e a ordenação média do campo magnético das ondas de luz que compõem os raios X de uma fonte altamente energética como Tycho. Os raios X polarizados são produzidos por elétrons que se movem no campo magnético num processo chamado emissão síncrotron. A direção da polarização, a partir dos raios X, pode ser mapeada de volta à direção dos campos magnéticos no local onde os raios X foram gerados. 

Esta informação ajuda os cientistas a abordar algumas das maiores questões da astrofísica, tais como a forma como Tycho e outros objetos aceleram partículas mais perto da velocidade da luz do que os aceleradores de partículas mais poderosos da Terra.

Durante as suas décadas de funcionamento, o observatório de raios X Chandra tem observado repetidamente o remanescente de supernova Tycho, ajudando os pesquisadores a fazer descobertas marcantes sobre esta estrutura fascinante. Com a sua capacidade de identificar e seguir a luz polarizada de raios X, o IXPE apoia-se nas bases estabelecidas pelo Chandra. A informação do IXPE permite aos cientistas compreender melhor o processo pelo qual os raios cósmicos, partículas altamente energéticas que permeiam a nossa Galáxia, são acelerados por remanescentes de supernova. O IXPE ajudou a mapear a forma do campo magnético de Tycho com clareza e numa escala sem precedentes.

Embora observatórios anteriores tenham analisado o campo magnético de Tycho no rádio, o IXPE mediu a forma do campo em escalas inferiores a um parsec, ou cerca de 3,26 anos-luz. Esta informação é valiosa à medida que os cientistas exploram a forma como as partículas são aceleradas na sequência da onda de choque da explosão inicial.

Os pesquisadores também documentaram semelhanças e diferenças surpreendentes entre as descobertas do IXPE em Tycho e no remanescente de supernova Cassiopeia A, um alvo de estudo anterior. As direções gerais dos campos magnéticos em ambos os remanescentes de supernova parecem ser radiais, esticados para longe. Mas Tycho forneceu um grau de polarização de raios X muito mais elevado do que Cassiopeia A, sugerindo que pode possuir um campo magnético mais ordenado e menos turbulento.

A supernova Tycho está classificada como do Tipo Ia, que ocorre quando uma estrela anã branca num sistema binário desfaz a sua estrela companheira, capturando alguma da sua massa e provocando uma violenta explosão. A destruição da anã branca envia destroços para o espaço a uma velocidade tremenda. Pensa-se que tais eventos são a fonte da maioria dos raios cósmicos galácticos encontrados no espaço, incluindo os que bombardeiam continuamente a atmosfera terrestre. 

A explosão de supernova Tycho, propriamente dita, liberou tanta energia quanto o Sol ao longo de 10 bilhões de anos. Este brilho tornou a supernova de Tycho visível a olho nu aqui na Terra em 1572, quando foi avistada por Brahe e por outros observadores, incluindo potencialmente um jovem William Shakespeare, com 8 anos, que viria a descrevê-la no início do século XVII, na primeira cena da sua obra "Hamlet". 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma explosão esférica no espaço

Quando as estrelas de nêutrons colidem, produzem uma explosão que, ao contrário do que se pensava até há pouco tempo, tem a forma de uma esfera perfeita.

© Instituto Carnegie (ilustração de uma quilonova)

Embora o modo como isto é possível ainda seja um mistério, a descoberta pode fornecer uma nova chave para a física fundamental e para medir a idade do Universo. A descoberta foi feita por astrofísicos da Universidade de Copenhague. 

As quilonovas - as explosões gigantescas que ocorrem quando duas estrelas de nêutrons se orbitam uma à outra e finalmente colidem - são responsáveis pela criação de coisas grandes e pequenas no Universo, desde os buracos negros até aos átomos no anel de ouro que se usa e o iodo no nosso corpo. Elas dão origem às condições físicas mais extremas do Universo e é nestas condições extremas que o Universo fabrica os elementos mais pesados da tabela periódica, tais como ouro, platina e urânio.

Mas ainda há muito que desconhecemos sobre este fenômeno violento. Quando uma quilonova foi detectada a 140 milhões de anos-luz de distância em 2017, foi a primeira vez que os cientistas puderam obter dados detalhados. Cientistas de todo o mundo continuam a interpretar os dados desta explosão colossal.

São duas estrelas supercompactas que se orbitam uma à outra 100 vezes por segundo antes de colapsarem. Todos os modelos anteriores dizem que a nuvem de explosão criada pela colisão deve ter uma forma achatada e bastante assimétrica. É por isso que é surpreendente que esta quilonova é completamente simétrica e tem uma forma muito próxima a uma esfera perfeita.

Isto significa provavelmente que as teorias e simulações de quilonovas que estão sendo consideradas nos últimos 25 anos carecem de física importante. Mas o modo como a quilonova pode ser esférica é um verdadeiro mistério. O modo mais provável de tornar a explosão esférica é se uma enorme quantidade de energia explodir do centro da explosão. Assim, a forma esférica diz-nos que há provavelmente muita energia no centro da colisão, o que era imprevisto. Quando as estrelas de nêutrons colidem, estão unidas, brevemente como uma única estrela de nêutrons hipermassiva, que depois colapsa para um buraco negro.

Talvez uma espécie de 'bomba magnética' seja criada no momento em que a energia do enorme campo magnético da estrela de nêutrons hipermassiva é liberada quando a estrela colapsa para um buraco negro. A liberação de energia magnética poderia provocar uma distribuição mais esférica da matéria na explosão. Neste caso, o nascimento do buraco negro pode ser muito energético. 

No entanto, esta teoria não explica outro aspecto desta descoberta. De acordo com os modelos anteriores, enquanto todos os elementos produzidos são mais pesados do que o ferro, os elementos extremamente pesados, como o ouro ou o urânio, devem ser formados em locais diferentes na quilonova do que os elementos mais leves como o estrôncio ou o criptônio, e devem ser expelidos em direções diferentes. 

Por outro lado, foram detectados apenas os elementos mais leves e estes são distribuídos uniformemente no espaço. Portanto, é possível que as partículas elementares enigmáticas, neutrinos, sobre as quais muito ainda é desconhecido, desempenham também um papel fundamental no fenômeno. 

Uma ideia alternativa é que nos milissegundos em que a estrela de nêutrons hipermassiva vive, ela emite de forma muito poderosa, incluindo possivelmente um número enorme de neutrinos. Os neutrinos podem fazer com que os nêutrons se convertam em prótons e elétrons, e assim criar elementos mais leves em geral.

A chamada "escada de distâncias cósmicas" é o método utilizado hoje em dia para medir a rapidez com que o Universo está crescendo. Isto é feito simplesmente calculando a distância entre diferentes objetos no Universo, que atuam como degraus na escada. Se forem brilhantes e na sua maioria esféricas, e se a distância é conhecida, podemos usar as quilonovas como uma nova forma de medir independentemente a distância, ou seja, um novo tipo de régua cósmica.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Copenhagen

Identificado o primeiro sistema progenitor de uma quilonova

Utilizando dados do telescópio SMARTS no CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory), um programa do NOIRLab, astrônomos descobriram o primeiro exemplo de um tipo fenomenalmente raro de sistema estelar binário.

© CTIO / NOIRLab (ilustração de sistema estelar gerador de quilonova)

Um sistema que tem todas as condições adequadas para eventualmente desencadear uma quilonova, a explosão ultrapotente, produtora de ouro, criada pela fusão de estrelas de nêutrons. Tal arranjo é tão raro que se pensa existirem apenas cerca de 10 sistemas deste tipo em toda a Via Láctea. 

Este sistema incomum, conhecido como CPD-29 2176, está localizado a cerca de 11.400 anos-luz da Terra. Foi identificado pela primeira vez pelo Observatório Neil Gehrels Swift da NASA. Observações posteriores com o telescópio SMARTS de 1,5 metros permitiram aos astrônomos deduzir as características orbitais e os tipos de estrelas que compõem este sistema constituído por uma estrela de nêutrons criada por uma supernova "ultradespojada" e uma estrela massiva em órbita próxima que está no processo de se tornar ela própria numa supernova ultradespojada. 

Uma supernova ultradespojada é a explosão, no final da sua vida, de uma estrela massiva que teve grande parte da sua atmosfera exterior despojada por uma estrela companheira. Esta classe de supernova não tem a força explosiva de uma supernova tradicional, que de outra forma "chutaria" uma companheira estelar próxima para fora do sistema.

© CTIO / NOIRLab (infográfico da evolução do sistema estelar binário)

Este infográfico ilustra a evolução do sistema estelar CPD-29 2176, o primeiro progenitor de quilonova confirmado. 

• Etapa 1: duas enormes estrelas azuis formam-se num sistema estrelar binário; 
• Etapa 2: a maior das duas estrelas aproxima-se do fim da sua vida; 
• Etapa 3: a menor das duas estrelas extrai material da sua companheira maior e mais madura, despojando-a de grande parte da sua atmosfera exterior; 
• Etapa 4: a estrela maior forma uma supernova ultradespojada, a explosão, no final da vida, de uma estrela com menos "disparo" do que uma supernova mais tradicional; 
• Etapa 5: como atualmente observado pelos astrônomos, a estrela de nêutrons resultante da supernova anterior começa a sugar o material da sua companheira, invertendo o cenário do binário; 
• Etapa 6: com a perda de grande parte da sua atmosfera exterior, a estrela companheira também sofre uma supernova ultradespojada. Esta fase acontecerá daqui a cerca de um milhão de anos; 
• Etapa 7: um par de estrelas de nêutrons em íntima órbita mútua permanece agora onde outrora existiam duas estrelas massivas; 
• Etapa 8: as duas estrelas de nêutrons entram em espiral uma em direção à outra, perdendo energia orbital como tênue radiação gravitacional; 
• Etapa 9: a fase final deste sistema, à medida que ambas as estrelas de nêutrons colidem, produzindo uma poderosa quilonova, a fábrica cósmica de elementos pesados no nosso Universo.

Para além de representar a descoberta de algo incrivelmente raro, o estudo de sistemas progenitores de quilonovas como este pode ajudar os astrônomos a desvendar o mistério de como estes eventos se formam, fornecendo informações sobre a origem dos elementos mais pesados do Universo.

Embora este sistema tenha tudo para eventualmente formar uma quilonova, caberá aos astrônomos do futuro estudar este evento. Será necessário pelo menos um milhão de anos para que a estrela massiva termine a sua vida como uma explosão de supernova e deixe para trás uma segunda estrela de nêutrons. Este novo remanescente estelar e a estrela de nêutrons pré-existente terão então de se aproximar gradualmente numa dança cósmica, perdendo lentamente a sua energia orbital como radiação gravitacional.

Quando eventualmente se fundirem, a explosão de quilonova resultante produzirá ondas gravitacionais muito mais poderosas e deixará para trás uma grande quantidade de elementos pesados, incluindo prata e ouro.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: NOIRLab

O resquício de 850 anos de idade de colisão estelar

Uma explosão de supernova que observadores do céu no Extremo Oriente observaram há quase 850 anos produziu o remanescente mais incomum que os astrônomos já encontraram.

© R. Fensen (Pa 30)

O astrônomo Robert Fesen, do Dartmouth College, que fotografou o estranho objeto no final de outubro de 2022 com o telescópio Hiltner de 2,4 metros em Kitt Peak, apresentou seus resultados no 241º encontro da American Astronomical Society (AAS) em Seattle; um artigo foi submetido ao periódico Astrophysical Journal Letters. Em outro trabalho apresentado na reunião da AAS e submetido ao periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e seu co-autor Bradley Schaefer, da Louisiana State University argumenta que a supernova resultou quando duas estrelas anãs brancas colidiram, deixando um “zumbi” estelar extremamente energético atrás. 

A astrônoma amadora Dana Patchick descobriu a nebulosa Pa 30 em agosto de 2013 em imagens arquivadas do Widefield Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA. Porém, as imagens infravermelhas não mostraram muitos detalhes. Originalmente, Patchick acreditava ter encontrado uma nebulosa planetária – sua 30ª descoberta, daí o nome Pa 30 – mas observações espectroscópicas posteriores revelaram que é mais provável que seja um remanescente de supernova. 

No entanto, a nebulosa não produz muitas ondas de rádio ou raios X e não há estrela de nêutrons ou buraco negro em seu centro. Em vez disso, a estrela central (às vezes conhecida como Estrela de Parker, em homenagem ao astrônomo da Universidade de Hong Kong, Quentin Parker, que primeiro estudou seu espectro) acaba sendo uma anã branca peculiar. 

Ainda assim, os astrônomos agora estão confiantes sobre sua relação com SN1181, uma supernova de magnitude zero que apareceu no norte de Cassiopeia em 6 de agosto de 1181 DC. Observadores chineses e japoneses registraram esta “estrela convidada” desaparecendo lentamente ao longo de um período de seis meses. Na década de 1970, os astrônomos especularam que o remanescente de supernova 3C58 e o pulsar associado PSR J0205+6449 eram os restos mais prováveis da explosão do século XII. Mas, pesquisas posteriores mostraram que 3C58 é muito antigo. Além disso, a posição do céu não corresponde às observações chinesas. 

O Pa 30 se encaixa em todas as contas, de acordo com um estudo de 2021 de Andreas Ritter, da Universidade de Hong Kong, Parker e seus colegas. Em particular, a velocidade de expansão medida da nebulosa, cerca de 1.100 quilômetros por segundo, coloca sua idade em 850 anos. A temperatura de sua superfície é de cerca de 200.000 kelvin; ela brilha com 130 vezes a luminosidade do Sol e está desaparecendo rapidamente, em 1,7 magnitudes no século passado. O mais notável é que produz um vento estelar veloz e sem precedentes que se propaga a 16.000 quilômetros por segundo, ou 5% da velocidade da luz!

Mesmo estrelas gigantes e luminosas de Wolf-Rayet têm ventos de abaixo disto. Então, que tipo peculiar de supernova pode explicar tudo isso? As novas observações de Fesen de Pa 30, obtidas à luz de enxofre ionizado e revelando muito mais detalhes do que imagens infravermelhas ou de banda larga de luz visível, contêm a última peça do quebra-cabeça do SN1181. 

Apesar da distância da nebulosa de quase 8.000 anos-luz, a imagem mostra intrigantes filamentos radiais, presumivelmente produzidos quando o forte vento estelar erode pequenos aglomerados de gás de baixa velocidade ejetados pela explosão. O SN1181 era uma supernova de baixa luminosidade do raro tipo Iax. Enquanto as supernovas “normais” do Tipo Ia resultam da detonação catastrófica de uma estrela anã branca, nas supernovas menos luminosas do Tipo Iax, a explosão da estrela sobrevive de alguma forma. 

Os teóricos criaram vários cenários para explicar as explosões de Iax. Alguns deles preveem a existência de uma estrela companheira doadora de matéria; no entanto, no caso da Estrela de Parker, observações detalhadas do observatório TESS da NASA indicam que ela é única. Um modelo apenas corresponde às observações de Pa 30 e sua estrela central “esquisita”: a colisão de duas anãs brancas, uma das quais consiste principalmente de carbono e oxigênio e a outra de oxigênio e neônio. 

Fonte: Sky & Telescope

Revisitando um remanescente de supernova

Fragmentos do remanescente de supernova DEM L 190 de cores vivas parecem ondular na tela nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (DEM L 190)

Um remanescente de supernova, em forma de chama, ocupa o centro e o topo. É feito de muitos fios longos e finas camadas de gás, que brilham em laranja e azul. Nuvens de gás tênues contornam suas bordas. É cercado por várias estrelas azuis e vermelhas espalhadas, e o fundo é preto e cheio de pequenas estrelas vermelhas. 

As folhas delicadas e os filamentos intrincados são detritos da morte cataclísmica de uma estrela massiva que viveu na Grande Nuvem de Magalhães, uma pequena galáxia satélite da Via Láctea. A DEM L 190, também conhecida como LMC N49, é o remanescente de supernova mais brilhante na Grande Nuvem de Magalhães e fica a aproximadamente 160.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Dorado.

Esta imagem impressionante foi criada com dados de duas investigações astronômicas diferentes, usando um dos instrumentos aposentados do Hubble, a Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2). Este instrumento já foi substituído pela mais poderosa Wide Field Camera 3, mas durante sua vida útil contribuiu para a ciência de ponta e produziu uma série de impressionantes imagens de alcance público. A primeira das duas observações do WFPC2 usou o DEM L 190 como um laboratório natural para estudar a interação de remanescentes de supernovas e o meio interestelar, a tênue mistura de gás e poeira que existe entre as estrelas. 

No segundo projeto, os astrônomos recorreram ao Hubble para identificar a origem de um Soft Gamma-ray Repeater, um objeto enigmático à espreita em DEM L 190 que emite repetidamente rajadas de alta energia de raios gama. Esta não é a primeira imagem do DEM L 190 a ser divulgada ao público, um retrato anterior do Hubble deste remanescente de supernova foi publicado em 2003. Esta nova imagem incorpora dados adicionais e técnicas de processamento de imagem aprimoradas, tornando esta espetacular exibição de fogos de artifício celeste ainda mais impressionante! 

Fonte: ESA

Aprendizagem de máquina classifica automaticamente 1.000 supernovas

As instalações astronômicas de hoje varrem o céu noturno cada vez mais profunda e rapidamente do que nunca.

© Caltech (supernovas classificadas automaticamente)

A identificação e classificação de eventos cósmicos conhecidos e potencialmente interessantes está se tornando impossível para um ou um grupo de astrônomos. Portanto, cada vez mais utilizam computadores para fazer o trabalho. Os astrônomos da colaboração ZTF (Zwicky Transient Facility) no Caltech anunciaram que o seu algoritmo de aprendizagem de máquina já classificou e relatou 1.000 supernovas de forma completamente autônoma.

Foi usado um novo algoritmo, denominado SNIascore. O SNIascore classificou a sua primeira supernova em abril de 2021 e um ano e meio depois atingiu o marco de 1.000 supernovas sem qualquer envolvimento humano. Muitas das questões científicas atuais e mais excitantes que os astrônomos estão tentando responder exigem que eles recolham grandes amostras de diferentes eventos cósmicos. Como resultado, os observatórios astronômicos modernos tornaram-se incansáveis máquinas geradoras de dados que lançam dezenas de milhares de alertas e imagens aos astrônomos todas as noites. Isto é particularmente verdade no campo da astronomia no domínio do tempo, em que os pesquisadores procuram objetos em rápida mudança, ou transientes, tais como estrelas em explosão ou moribundas conhecidas como supernovas, buracos negros que comem estrelas em órbita, asteroides e muito mais. 

Para além de liberar tempo para os astrônomos perseguirem outras questões científicas, o algoritmo de aprendizagem de máquina é muito mais rápido na classificação de potenciais candidatos a supernova e o compartilhamento dos resultados com a comunidade astronômica. Com o SNIascore o processo é encurtado de 2 a 3 dias para 10 minutos, ou quase em tempo real.

Esta identificação precoce de explosões cósmicas é muitas vezes crítica para melhor estudar a sua física. Atualmente, o SNIascore só pode classificar o que é conhecido como supernovas do Tipo Ia, ou as "velas padrão" utilizadas pelos astrônomos para medir o ritmo de expansão do Universo. Estas são estrelas moribundas que explodem numa reação termonuclear de força consistente. No entanto, os pesquisadores estão trabalhando arduamente na ampliação das capacidades do algoritmo para classificar outros tipos de supernovas num futuro próximo.

O SNIascore está atualmente adaptado para trabalhar com o espectrógrafo SEDM (Spectral Energy Distribution Machine), alojado numa cúpula a apenas algumas centenas de metros de distância da câmara ZTF no Observatório Palomar. O ZTF varre continuamente o céu e envia todas as noites centenas de milhares de alertas de potenciais transientes cósmicos a astrônomos de todo o mundo. O espectrógrafo SEDM é acionado para acompanhar e observar os mais promissores. Produz um espectro do evento cósmico que transporta informação sobre a intensidade das várias frequências da luz captada pela câmara do telescópio. Este espectro é o que pode dizer definitivamente aos astrônomos que tipo de evento está  sendo observado. 

O SNIascore está sendo adaptado para trabalhar com o próximo espectrógrafo SEDMv2 montado no telescópio de 2,1 metros no Observatório Kitt Peak no estado norte-americano do Arizona. O SEDMv2 será a versão avançada do SEDM e permitirá a detecção e classificação de supernovas mais fracas. 

Atualmente, o SNIascore classifica em média duas supernovas por noite. Com o SEDMv2 este número pode potencialmente duplicar. As vantagens do SNIascore vão além da construção rápida e confiável de grandes conjuntos de dados de supernovas. Os astrônomos que procuram outros eventos transientes podem agora rapidamente excluir candidatos classificados pelo SNIascore como supernovas, de tal forma que não se desperdiça tempo de telescópio a segui-los quando o alvo são efetivamente outros tipos de explosões cósmicas.

Outros esforços de classificação de eventos transientes também usam aprendizagem de máquina, mas dependem apenas da chamada "curva de luz" do evento ou da quantidade de luz vista pelo telescópio como uma evolução do tempo. O SNIascore tem a vantagem de ter sido treinado para utilizar informação espectroscópica, a única forma robusta de confirmar a natureza da maioria dos fenômenos transientes. O algoritmo é de código aberto e outros grupos podem adaptá-lo às suas próprias instalações telescópicas.

O SNIascore foi desenvolvido como parte do BTS (Bright Transient Survey) do ZTF, atualmente, o maior levantamento de supernovas disponível para a comunidade astronômica. Todo o conjunto de dados BTS tem perto de 7.000 supernovas, 90% das quais foram descobertas e classificadas pelo ZTF (10% foram contribuições de outros grupos e instalações). 

Fonte: Zwicky Transient Facility

Alerta vermelho estelar

Astrônomos desenvolvem um “sistema de alerta” para ajudar a prever explosões de estrelas em supernovas e coordenar telescópios a tempo de observá-las.

© ESO (ilustração de uma supernova)

Um novo estudo analisou o comportamento de estrelas entre 8 e 20 massas solares em seus últimos momentos de vida, a sua fase de supergigante vermelha.

O grupo, composto por pesquisadores da Universidade John Moores, no Reino Unido, e da Universidade de Montpellier, na França, concluiu que estas estrelas, pouco antes de explodir, se tornam 100 vezes menos brilhantes em comprimentos de onda da luz visível. 

Este “alerta” é causado pela acumulação repentina de matéria ao redor da estrela, acarretada pelas mudanças em seu comportamento pré-explosão. Até agora, não se sabia a velocidade com que as estrelas reuniam este material opaco, e agora há possibilidade da primeira simulação da aparência das supergigantes vermelhas obscurecidas.

Dados de arquivo de telescópios que observam o céu continuamente mostram que menos de um ano antes de suas respectivas supernovas, este obscurecimento ainda não estava presente, sua ocorrência é, portanto, extremamente rápida, logo antes da explosão. Este material denso obscurece a estrela quase completamente, tornando-a 100 vezes menos brilhante na parte visível do espectro; significando que, no dia antes da estrela explodir, provavelmente não será possível observá-la.

As explosões estelares, ou supernovas, ocorrem em estrelas com várias vezes a massa do Sol quando estas estão chegando nos últimos estágios de sua evolução. Todas as estrelas são grandes usinas nucleares, utilizando de sua enorme gravidade para esmagar elementos, principalmente o hidrogênio, e realizar fusão entre eles para gerar energia e liberar grandes quantidades de calor. Porém, ao longo de bilhões de anos, conforme este “combustível” se esgota, a estrela é obrigada a fundir elementos maiores, liberando mais energia e promovendo uma expansão: a fase de gigante, ou supergigante, vermelha. Se as estrelas forem massivas o suficiente, elas fundirão elementos até atingir seus limites; ao esgotar o combustível, elas sofrerão uma rápida contração (gerada pela gravidade), seguida de um curto e intenso período de fusão de elementos pesados, que libera enormes quantidades de energia e chega ao fim rapidamente, na forma de enormes explosões.

Estes fenômenos, de grande interesse para a astronomia e astrofísica, geralmente são observados por cientistas logo depois da explosão, quando chamam atenção por seu intenso brilho. Mas, este “sistema de alerta” pode ajudar a realizar observações preliminares. Até agora, só é possível obter observações detalhadas de supernovas apenas horas depois de ocorrerem. Porém, esta previsão possibilita observá-las em tempo real, para apontar os melhores telescópios do mundo em direção a suas estrelas precursoras e vê-las se destroçando diante de nossos olhos. 

O novo estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 

Fonte: Scientific American

O fantasma de uma estrela gigante

Uma teia de aranha fantasmagórica, dragões mágicos ou rastros de fantasmas? O que você vê nesta imagem do remanescente de supernova da Vela?

© VLT Survey Telescope (remanescente de supernova da Vela)

Esta bela tapeçaria de cores, que foi captada com grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, mostra os restos de uma estrela gigantesca. 

Esta fina estrutura de nuvens rosa e laranja é tudo o que resta de uma estrela massiva que terminou a sua vida numa enorme explosão há cerca de 11 mil anos. Quando as estrelas mais massivas chegam ao fim das suas vidas, geralmente explodem violentamente num evento chamado supernova.

Estas explosões provocam ondas de choque que se deslocam pelo gás circundante, comprimindo-o e criando intricadas estruturas filamentares. A energia liberada aquece os tentáculos gasosos, fazendo-os brilhar intensamente. 

Nesta imagem de 554 milhões de pixels, temos uma vista extremamente detalhada do remanescente da supernova da Vela, assim designada pela sua localização na constelação austral da Vela. Caberiam nove luas cheias nesta imagem e a nuvem completa é ainda maior.

Situado a apenas 800 anos-luz de distância da Terra, este remanescente de supernova é um dos mais próximos que conhecemos. Quando explodiu, as camadas mais exteriores da estrela progenitora foram ejetadas no gás circundante, dando origem a estes filamentos.

O que resta da estrela é apenas uma bola ultradensa na qual os prótons e elétrons são forçados a formar nêutrons, ou seja, uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons do remanescente da Vela, que se encontra ligeiramente fora da imagem no canto superior esquerdo, é um pulsar que gira em seu próprio eixo a uma velocidade incrível de mais de 10 vezes por segundo.

Esta imagem é um mosaico de observações obtidas com a câmara de campo amplo OmegaCAM, montada no VST. A câmara de 268 milhões de pixels pode obter imagens através de vários filtros que deixam passar luz de diferentes cores. Nesta imagem específica do remanescente da Vela foram usados quatro filtros diferentes, representados aqui por uma combinação de magenta, azul, verde e vermelho. O VST pertence ao Instituto Nacional de Astrofísica da Itália, INAF, e com o seu espelho de 2,6 metros é um dos maiores telescópios dedicados ao levantamento do céu noturno no visível. 

Esta imagem é um exemplo de tal levantamento: o VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge). Durante cerca de sete anos, este rastreio mapeou uma área considerável da nossa Galáxia, permitindo aos astrônomos compreender melhor como é que as estrelas se formam, evoluem e eventualmente morrem. 

Fonte: ESO

Os raios cósmicos impulsionam ventos galácticos

Utilizando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), os astrônomos descobriram uma nova e importante pista sobre como as galáxias põem freios aos vigorosos episódios de formação estelar.

© ESO (ilustração de ventos galácticos)

A ilustração mostra os ventos cósmicos (azul e verde) sobreposta a uma imagem, no visível, da galáxia M33 (vermelho e branco) observada com o VST (VLT Survey Telescope) no Observatório Paranal do ESO no Chile.

Um novo estudo da galáxia vizinha M33 indica que os velozes raios cósmicos podem impulsionar ventos que sopram para longe o gás necessário para formar novas estrelas. Tais ventos são responsáveis por abrandar o ritmo de formação estelar à medida que as galáxias evoluem ao longo do tempo. 

No entanto, as ondas de choque de explosões de supernova e de jatos energéticos alimentados por buracos negros supermassivos, provenientes de núcleos galácticos, têm sido considerados os principais impulsionadores destes ventos. 

Pensava-se que os raios cósmicos contribuíam pouco, particularmente em galáxias como M33 que têm regiões de prolífica formação estelar. Temos visto ventos galácticos impulsionados por raios cósmicos na nossa própria Via Láctea e na galáxia de Andrômeda, que têm taxas muito mais fracas de formação estelar, mas ainda não numa galáxia como M33. 

Os astrônomos fizeram detalhadas observações em vários comprimentos de onda de M33 com o VLA, uma galáxia espiral a quase 3 milhões de anos-luz de distância e que faz parte do Grupo Local de galáxias que inclui a Via Láctea. Também utilizaram dados de observações anteriores do VLA, do radiotelescópio de Effelsberg na Alemanha e telescópios de ondas milimétricas, telescópios ópticos e infravermelhos. 

Estrelas muito mais massivas do que o nosso Sol têm vidas mais curtas, acabando por explodir como supernovas. As explosivas ondas de choque podem acelerar as partículas até quase à velocidade da luz, criando raios cósmicos. Uma quantidade suficiente destes raios cósmicos pode construir uma pressão que impulsiona os ventos a afastarem o gás necessário para continuar formando estrelas. As observações VLA indicaram que os raios cósmicos em M33 estão escapando das regiões onde nascem, tornando-os capazes de conduzir ventos mais extensos. 

Com base nas suas observações, os astrônomos concluíram que as numerosas explosões de supernova e remanescentes de supernova nos gigantescos complexos de prolífera formação estelar de M33 tornavam mais prováveis os ventos impulsionados pelos raios cósmicos. Isto significa que os raios cósmicos são provavelmente uma causa mais geral dos ventos galácticos, particularmente em tempos anteriores na história do Universo, quando a formação estelar estava ocorrendo a um ritmo muito mais elevado. Este mecanismo torna-se assim um aspecto mais importante na compreensão da evolução das galáxias ao longo do tempo.

Um artigo foi divulgado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A estrela de nêutrons mais leve de todos os tempos?

Uma equipe de astrônomos afirma ter medido a estrela de nêutrons mais leve, uma descoberta que pode implicar em nova física, mas uma afirmação tão extraordinária requer provas extraordinárias.

© XMM-Newton / Suzaku (HESS J1731-347)

O objeto em questão é uma estrela de nêutrons bem conhecida no núcleo do remanescente de supernova HESS J1731-347, a mais de 8.000 anos-luz de distância na constelação de Escorpião. 

Depois de reanalisar quase uma década de observações de raios X feitas com os observatórios espaciais XMM-Newton e Suzaku, Victor Doroshenko e colegas da Universidade de Tübingen, Alemanha, concluíram que esta estrela de nêutrons tem apenas 80% da massa do Sol. 

Quando uma estrela envelhecida perde sua batalha contra a gravidade, seu núcleo colapsa, esmagando-se em uma esfera do tamanho de uma cidade. Esta estrela de nêutrons recém-nascida é tão densa que uma única colher de chá trazida para a Terra pesaria 4 bilhões de toneladas. Sua formação desencadeia uma onda de choque que explode as camadas externas da estrela em uma nuvem gasosa, mas o núcleo colapsado ainda deve capturar mais do que a massa de um Sol.

A evidência de uma estrela de nêutrons leve vem da construção de modelos de computador do calor emitido pela superfície e atmosfera de uma estrela de nêutrons e, em seguida, combinando estes modelos com os espectros de raios X. Para fazer isso, os astrônomos fazem algumas suposições: eles argumentam que a estrela de nêutrons irradia uniformemente de sua superfície, aquecendo uma atmosfera baseada em carbono.

Embora a própria estrela de nêutrons seja composta de nêutrons, ela está cercada por uma atmosfera de apenas alguns centímetros de espessura que pode conter núcleos inteiros. Com base nessas suposições, a equipe de Doroshenko reproduz as observações de raios X usando um modelo leve de uma estrela de nêutrons, com entre 0,7 e 1 massa solar e uma circunferência de cerca de 11,25 quilômetros. 

Se for uma estrela de nêutrons, sua massa e seu raio indicam um interior estranho, no qual os nêutrons se desfazem em seus constituintes, ou seja, quarks, ou se transformam em outro estado exótico da matéria.

Observações anteriores de estrelas de nêutrons de alta massa (usando o telescópio de raios X NICER, bem como sinais de ondas gravitacionais) não indicaram tal colapso. Há outra possibilidade intrigante. O objeto poderia ser uma “estrela estranha”, uma estrela feita inteiramente de quarks. Mas a física de fazer uma versão leve de tal estrela é ainda mais complicada do que no caso de estrelas de nêutrons.

A descoberta pode levar a uma nova compreensão de como as estrelas de nêutrons se formam, talvez até uma nova compreensão da física da matéria densa. Os problemas remontam às suposições que a equipe fez ao produzir modelos de estrelas de nêutrons. Talvez haja um campo magnético a ser considerado, ou talvez apenas uma pequena parte da superfície (como seus pólos) irradia, ou sua atmosfera pode ser mais hidrogênio do que carbono. 

Se a equipe quebrar qualquer uma destas suposições, o modelo mais adequado poderá ter uma massa maior. É necessário observações adicionais para fazer medições mais precisas. Sem dúvida, os astrônomos retornarão para revisitar o misterioso objeto neste remanescente de supernova. 

Um artigo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope