O mistério da Tensão de Hubble

O ritmo de expansão do Universo, a que se dá o nome constante de Hubble, é um dos parâmetros fundamentais para compreender a evolução e o destino final do cosmos. No entanto, observa-se uma diferença persistente, designada por "Tensão de Hubble", entre o valor da constante medido com uma vasta gama de indicadores de distância independentes e o seu valor previsto a partir do brilho remanescente do Big Bang.

© Hubble / Webb (NGC 5584)

Observações combinadas do instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb e do WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble mostram a galáxia espiral NGC 5584, que se encontra a 72 milhões de anos-luz da Terra. Entre as estrelas brilhantes da NGC 5584 encontram-se estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas e supernovas do Tipo Ia, uma classe especial de estrelas em explosão. Os astrônomos utilizam as variáveis Cefeidas e as supernovas do Tipo Ia como marcadores de distância para medir o ritmo de expansão do Universo.

O telescópio espacial James Webb fornece novas capacidades para analisar e aperfeiçoar algumas das mais fortes evidências observacionais da Tensão de Hubble. Adam Riess, da Universidade Johns Hopkins e do STScI (Space Telescope Science Institute), laureado com o Prêmio Nobel, apresenta o seu trabalho recente e o dos seus colegas, utilizando observações do Webb para melhorar a precisão das medições locais da constante de Hubble. 

Os cosmólogos querem decifrar um sinal cósmico de limite de velocidade que fornece a que velocidade o Universo está se expandindo, ou seja, um número chamado constante de Hubble. Este sinal está escrito nas estrelas de galáxias distantes. O brilho de certas estrelas nestas galáxias mostra a que distância estão e, portanto, durante quanto tempo esta luz viajou até chegar a nós, e os desvios para o vermelho das galáxias revelam quanto o Universo se expandiu durante este tempo, indicando o ritmo de expansão. 

Uma classe particular de estrelas, as variáveis Cefeidas, fornece as medições de distância mais precisas desde há mais de um século, porque estas estrelas são extraordinariamente brilhantes: são estrelas supergigantes, com uma luminosidade cem mil vezes superior à do Sol. Além disso, elas pulsam durante um período de semanas que indica a sua luminosidade relativa. Quanto mais longo for o período, mais brilhantes são intrinsecamente. São a ferramenta de referência para medir as distâncias de galáxias a cem milhões de anos-luz de distância ou mais, um passo crucial para determinar a constante de Hubble. Infelizmente, as estrelas nas galáxias estão amontoadas num pequeno espaço a partir do nosso ponto de vista distante e, por isso, muitas vezes não possui resolução necessária para as separar das suas vizinhas na linha de visão.

Uma das principais justificações para a construção do telescópio espacial Hubble foi a resolução deste problema. Antes do lançamento do Hubble em 1990 e das subsequentes medições das Cefeidas, o ritmo de expansão do Universo era tão incerto que os astrônomos nem sabiam se o Universo estava se expandindo. Isto porque um ritmo de expansão mais rápido leva a uma idade mais jovem do Universo e um ritmo de expansão mais lento a uma idade mais velha do Universo. O Hubble tem uma melhor resolução no comprimento de onda visível do que qualquer telescópio terrestre porque está situado acima dos efeitos de desfocagem da atmosfera da Terra. Como resultado, pode identificar variáveis Cefeidas individuais em galáxias que estão a mais de cem milhões de anos-luz de distância e medir o intervalo de tempo durante o qual mudam de brilho.

No entanto, também temos de observar as Cefeidas na parte do infravermelho próximo do espectro, para ver a luz que passa incólume através da poeira (a poeira absorve e dispersa a luz visível azul, fazendo com que os objetos distantes pareçam tênues e dando o aspecto que estão mais longe do que estão). Infelizmente, a visão da luz vermelha do Hubble não é tão nítida como a da luz azul, pelo que a luz das estrelas Cefeidas que vemos está misturada com outras estrelas no seu campo de visão. Porém, a visão nítida no infravermelho é a especialidade do telescópio espacial James Webb. Com o seu grande espelho e óptica sensível, consegue separar facilmente a luz das Cefeidas das estrelas vizinhas com pouca mistura. 

No primeiro ano de operações do Webb, foram recolhidas observações de Cefeidas encontradas pelo Hubble em dois passos ao longo do que é conhecido como a escada de distâncias cósmicas. O primeiro passo envolve a observação de Cefeidas numa galáxia (NGC 4258) com uma distância geométrica conhecida que permite calibrar a verdadeira luminosidade das Cefeidas. O segundo passo é observar Cefeidas nas galáxias hospedeiras de supernovas recentes do Tipo Ia. A combinação dos dois primeiros passos transfere o conhecimento da distância às supernovas para calibrar as suas verdadeiras luminosidades. O terceiro passo é observar estas supernovas a uma grande distância, onde a expansão do Universo é aparente e pode ser medida comparando as distâncias inferidas a partir da sua luminosidade e os desvios para o vermelho das galáxias hospedeiras das supernovas. Esta sequência de passos é conhecida como a escada de distâncias.

Foram observadas mais de 320 Cefeidas nas duas primeiras etapas. Confirmou-se que as anteriores medições do telescópio espacial Hubble eram exatas, embora mais ruidosas. Também foram observadas mais quatro hospedeiras de supernovas com o Webb e verificou-se um resultado semelhante para toda a amostra.

O que os resultados ainda não explicam o motivo do Universo parece estar se expandindo tão rapidamente! Podemos prever o ritmo de expansão do Universo observando a sua imagem primordial, a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e depois utilizar o melhor modelo de como cresce ao longo do tempo para evidenciar a que velocidade o Universo deverá estar se expandindo atualmente. O fato de a medida atual do ritmo de expansão exceder significativamente a previsão é um problema que já dura há uma década, a chamada "Tensão de Hubble". 

A possibilidade mais excitante é que ela seja uma pista sobre algo que está faltando na compreensão do cosmos. Pode indicar a presença de energia escura exótica, matéria escura exótica, uma revisão da compreensão da gravidade, a presença de uma partícula ou campo único. O mistério da Tensão de Hubble aprofunda-se.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um problema antigo sobre a medição da composição química do Universo

Uma pesquisa realizada pela equipe científica da Universidade de Heidelberg, do IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias) e da UNAM (Universidade Nacional Autônoma do México) permitiu-lhes resolver a discrepância de abundância, um enigma com mais de 80 anos, acerca da composição química do Universo.

© IAC (Nebulosa Crescente, NGC 6888)

Os pesquisadores descobriram que o efeito das variações de temperatura nas grandes nuvens de gás onde as estrelas nascem levou à subestimação da quantidade de elementos pesados no Universo.

Todas as estrelas nascem, vivem e morrem e, de certa forma, isto rege a existência da vida. Numa fase inicial, toda a matéria do Universo era constituída por hidrogênio e hélio, com uma pequena quantidade de lítio. Os restantes elementos, como o carbono e o oxigênio, essenciais para os seres vivos, foram formados posteriormente, através de diferentes processos relacionados com a evolução e com a morte das estrelas. É isto que está por detrás da conhecida frase "somos feitos de poeira das estrelas". 

Entre as fases de morte estelar e o nascimento de novas estrelas, a matéria acumula-se em enormes nuvens de gás que são iluminadas pelas estrelas recém-nascidas. As nuvens mais próximas das estrelas são chamadas regiões HII; a Nebulosa de Órion é a mais conhecida. A luz que estas regiões emitem pode ser observada mesmo a partir das galáxias mais distantes, e são de importância fundamental para traçar a formação estelar e para determinar a composição química do Universo. 

Porém, as diferentes formas de estudar as regiões HII levaram a resultados discrepantes nos últimos 80 anos. A descoberta da estrutura do átomo foi necessária para fazer grandes progressos na descoberta da estrutura e da composição do Universo utilizando a espectroscopia. Esta técnica, que permite analisar a composição química da matéria através da dispersão da luz, dá-nos informações sobre a proporção dos elementos químicos, as suas temperaturas, densidades, velocidades, etc. Esta dispersão da luz é composta por linhas e cada linha está associada a diferenças de energia que são únicas para um determinado elemento, de acordo com a composição e as condições físicas da fonte de luz. 

No entanto, desde 1942, verificou-se que, para o mesmo átomo, as linhas brilhantes produzidas por colisões entre o átomo e o elétron circundante (linhas excitadas por colisão) produzem abundâncias que são cerca de metade dos valores obtidos a partir de linhas que são produzidas pela captura de elétrons (linhas de recombinação). Assim, a determinação de qual é o valor correto para as abundâncias dos elementos químicos numa nebulosa tem sido um quebra-cabeças para muitos astrônomos durante mais de oito décadas. 

Durante este longo período de tempo, foram propostas várias hipóteses para explicar a discrepância. Uma das mais notáveis foi sugerida em 1967 por Manuel Peimbert, pesquisador da UNAM. De acordo com este astrofísico, o brilho das linhas excitadas por colisão depende fortemente da temperatura. Se esta tiver variações, as abundâncias químicas serão subestimadas. Pelo contrário, as linhas de recombinação não têm este problema, pelo que deverão dar os valores corretos. 

Entretanto, há um problema adicional: Uma das principais dificuldades para quantificar a discrepância de abundância é que as linhas de recombinação dos elementos pesados são muito difíceis de observar, uma vez que são 10.000 vezes mais fracas do que as linhas excitadas por colisão produzidas pelo mesmo átomo. Este desafio motivou os astrônomos a utilizarem os maiores e mais avançados telescópios do mundo, entre eles o GTC (Gran Telescopio Canarias) no Observatório Roque de los Muchachos, em La Palma.

Após mais de 20 anos de observação e análise detalhada de um grande número de regiões HII, o grupo no IAC obteve um conjunto de dados para Via Láctea e para outras galáxias de qualidade sem precedentes, o que tornou este resultado possível. Graças à alta qualidade dos dados, a equipe conseguiu mostrar que as variações de temperatura estão, efetivamente, presentes, não em toda a nebulosa, mas concentradas nas zonas interiores mais altamente ionizadas. Foi descoberto que a temperatura calculada a partir das linhas proibidas do nitrogênio [NII] é representativa do valor médio para as zonas exteriores das nebulosas e pode, portanto, ser usada para calcular os valores corretos das abundâncias químicas.

Utilizando este novo cenário, foi possível mostrar que a grande maioria dos estudos anteriores baseados na análise das linhas brilhantes excitadas por colisão subestimaram as abundâncias dos elementos pesados. Além disso, as evidências sugerem que este efeito pode ser maior nos objetos menos evoluídos do Universo, como as galáxias distantes e jovens que estão agora sendo descobertas com o telescópio espacial James Webb. 

O estudo propõe também uma série de relações que permitirão aos astrônomos fazer estimativas corretas dos elementos pesados sem a necessidade de observar as linhas de recombinação fracas. Isto permitirá corrigir os dados disponíveis e fazer análises satisfatórias de futuras observações, que irão sem dúvida mudar muitas das ideias sobre a composição química do Universo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

O nascimento de um aglomerado de galáxias no Universo primordial

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos descobriu um vasto reservatório de gás quente no aglomerado de galáxias ainda em formação em torno da galáxia Teia de Aranha; trata-se da mais distante detecção de gás quente efetuada até agora.

© ALMA / Hubble (Teia de Aranha)

Os aglomerados de galáxias são uns dos maiores objetos conhecidos no Universo e este resultado revela-nos quão primordiais são de fato estas estruturas. Os aglomerados de galáxias, tal como o nome sugere, são constituídos por um enorme número de galáxias, que pode chegar a vários milhares. Estas estruturas contêm ainda um imenso meio “intra-aglomerado” gasoso que permeia o espaço entre as galáxias do aglomerado. Este gás tem consideravelmente mais massa do que as galáxias propriamente ditas. 

Muita da física dos aglomerados de galáxias é bem conhecida; no entanto observações das fases mais primordiais da formação do meio intra-aglomerado ainda são escassas. Anteriormente, este meio só tinha sido estudado em aglomerados de galáxias próximos e completamente formados. Contudo, detectar o meio intra-aglomerado em protoaglomerados distantes, isto é, em aglomerados de galáxias ainda se formando, permite aos astrônomos observar estas estruturas nas suas fases de formação iniciais.

Uma equipe liderada por Luca Di Mascolo, autor principal deste estudo e pesquisador na Universidade de Trieste, Itália, pretendeu detectar o meio intra-aglomerado num protoaglomerado do Universo primordial. Os aglomerados de galáxias são tão massivos que atraem gás que cai na direção dele e que, consequentemente, aquece.

Há mais de uma década que simulações cosmológicas preveem a presença de gás quente em protoaglomerados, no entanto, a confirmação observacional destas previsões tem faltado. Os astrônomos pretendem explorar o protoaglomerado Teia de Aranha, localizado numa época em que o Universo tinha apenas 3 bilhões de anos. Apesar de ser o protoaglomerado mais estudado, a presença do meio infra-aglomerado tem-se mantido elusiva.

A descoberta de um grande reservatório de gás quente no Teia de Aranha indicaria que o sistema estaria a caminho de ser tornar um aglomerado de galáxias propriamente dito e duradouro ao invés de se dispersar. A equipa de Di Mascolo detectou o meio intra-aglomerado do Teia de Aranha usando um efeito térmico chamado Sunyaev-Zeldovich (SZ). Este efeito ocorre quando a radiação cósmica de fundo de micro-ondas, ou seja, uma radiação vestígio do Big Bang, passa pelo meio intra-aglomerado e interage com os elétrons do gás quente que se deslocam em altas velocidades, o que faz com que a sua energia aumente um pouco e a sua cor, ou comprimento de onda, varie ligeiramente.

Nos comprimentos de onda adequados, o efeito SZ aparece-nos como um efeito de sombra do aglomerado de galáxias na radiação cósmica de fundo. Ao medir estas sombras na radiação cósmica de fundo, os astrônomos conseguem assim inferir a existência de gás quente, estimar a sua massa e mapear a sua forma

Os pesquisadores determinaram que o protoaglomerado Teia de Aranha contém um vasto reservatório de gás quente com uma temperatura de algumas dezenas de milhões de graus Celsius. Tinha sido já detectado anteriormente neste protoaglomerado gás frio, no entanto a massa de gás quente encontrada neste novo estudo é muito superior, da ordem de milhares de vezes maior. Este resultado mostra que o protoaglomerado Teia de Aranha deverá efetivamente transformar-se num aglomerado massivo de galáxias dentro de uns 10 bilhões de anos, aumentando ainda a sua massa de, pelo menos, um fator dez. 

O futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO e os seus instrumentos de vanguarda, tais como o HARMONI e o MICADO, serão capazes de observar protoaglomerados e mostrar as galáxias que aí residem com muito detalhe. Juntamente com as capacidades do ALMA em traçar o meio intra-aglomerado, fornecendo informação crucial sobre a formação das maiores estruturas do Universo primordial. 

Este trabalho foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Descobertas galáxias ricas em metais no Universo primitivo

Estudando as primeiras imagens de uma bem conhecida galáxia primitiva, obtidas pelo telescópio espacial James Webb (JWST) da NASA, astrônomos da Universidade de Cornell ficaram intrigados ao ver uma mancha de luz perto da sua orla exterior.

© B. Peng (sistema SPT0418)

Pseudo-imagem de banda estreita, na gama do Hα, do sistema SPT0418. O anel de Einstein e duas fontes recentemente descobertas estão realçadas por um anel vermelho A e duas elipses cinzenta e preta B e C, respetivamente. A galáxia que atua como lente corresponde ao brilho central. O anel de Einstein (A), corresponde à galáxia que já se conhecia desde 2020, SPT0418-47. Pensa-se que as fontes B e C sejam imagens da mesma galáxia companheira, SPT0418-S, também sob o efeito de lente gravitacional.

O foco inicial, e o alvo do observatório infravermelho, era SPT0418-47, uma das galáxias poeirentas e formadoras de estrelas mais brilhantes do Universo primitivo, cuja distante luz foi curvada e ampliada, graças à gravidade de uma galáxia em primeiro plano, num círculo chamado anel de Einstein. Mas uma análise mais profunda dos primeiros dados do JWST, divulgados no ano passado, produziu uma descoberta fortuita: uma galáxia companheira anteriormente escondida atrás da luz da galáxia em primeiro plano, uma que surpreendentemente parece já ter acolhido várias gerações de estrelas apesar da sua jovem idade, estimada em 1,4 bilhões de anos.

Imagens anteriores do mesmo anel de Einstein, captadas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile, continham pistas da companheira claramente resolvida pelo JWST, mas não podiam ser interpretadas como algo mais do que ruído aleatório. Investigando dados espectrais incorporados em cada pixel de imagens do instrumento NIRSpec do Webb, foi identificado uma segunda nova fonte de luz dentro do anel. As duas novas fontes eram as imagens de uma nova galáxia sofrendo efeito de lente gravitacional pela mesma galáxia em primeiro plano, responsável pela criação do anel, embora fosse 8 a 16 vezes mais tênue. 

Uma análise mais aprofundada da composição química da luz confirmou que fortes linhas de emissão de átomos de hidrogênio, nitrogênio e enxofre apresentavam desvios para o vermelho semelhantes - uma medida de quanta luz de uma galáxia se estende para comprimentos de onda mais longos e avermelhados à medida que se afasta. Isto colocou as duas galáxias aproximadamente à mesma distância da Terra, calculada como um desvio para o vermelho de cerca de 4,2, ou cerca de 10% da idade do Universo, e na mesma vizinhança.

Para verificar a sua descoberta, os pesquisadores voltaram às observações anteriores do ALMA. Encontraram uma linha de emissão de carbono ionizado que correspondia de perto aos desvios para o vermelho observados pelo JWST. 

A equipe estimou que a galáxia companheira, que rotularam de SPT0418-SE, se encontrava a 5 quiloparsecs do anel (as Nuvens de Magalhães, satélites da Via Láctea, estão a cerca de 50 quiloparsecs de distância). Esta proximidade sugere que as galáxias estão interagindo entre si e potencialmente até se fundindo, uma observação que contribui para a compreensão de como as galáxias primitivas podem ter evoluído para galáxias maiores.

As duas galáxias são modestas em termos de massa no contexto do Universo primitivo, com a "SE" sendo relativamente menor e menos poeirenta, fazendo-a parecer mais azul do que o anel extremamente empoeirado. Com base em imagens de galáxias próximas com cores semelhantes, os pesquisadores sugerem que podem residir num halo massivo de matéria escura com vizinhas ainda por descobrir. 

O mais surpreendente sobre estas galáxias, considerando a sua idade e massa, foi a sua metalicidade madura - quantidades de elementos mais pesados do que o hélio e o hidrogênio, tais como carbono, oxigênio e nitrogênio - que foi estimado ser semelhante ao nosso Sol. Em comparação com o Sol, que tem cerca de 4 bilhões de anos e herdou a maioria dos seus metais a partir de gerações anteriores de estrelas que tiveram cerca de 8 bilhões de anos para os construir, estamos observando estas galáxias num momento em que o Universo tinha menos de 1,5 bilhões de anos.

Os pesquisadores apresentaram uma proposta para novo tempo de observação com o JWST e assim continuar o seu estudo do anel, da companheira e para conciliar as potenciais diferenças observadas entre o espectro óptico e o infravermelho. 

Um artigo foi publicado no The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Cornell University

Desvendando o mistério das galáxias satélites da Via Láctea

Os astrônomos resolveram um problema pendente que desafiou a nossa compreensão de como o Universo evoluiu.

© Projeto SIBELIUS (um análogo virtual do Grupo Local)

A nossa Via Láctea é rodeada por uma série de galáxias satélites que exibem um alinhamento bizarro, parecem encontrar-se num enorme e fino plano de rotação, chamado "plano dos satélites". 

Modelo cosmológico padrão 

Este arranjo aparentemente improvável tem vindo a intrigar os astrônomos há mais de 50 anos, levando muitos a questionar o modelo cosmológico padrão. Este modelo procura explicar a formação do Universo e como as galáxias que vemos agora formaram-se gradualmente dentro de "tufos" de matéria escura fria, uma substância misteriosa que constitui cerca de 27% do Universo. Como não existe nenhum mecanismo físico conhecido que produza planos de satélites de longa duração, é pressuposto que a teoria da formação galáctica pela matéria escura fria poderia estar errada. 

Peculiaridade cosmológica 

A nova investigação da Universidade de Durham, realizada em conjunto com uma equipe internacional de cientistas, descobriu agora que o plano das galáxias satélites da Via Láctea é uma peculiaridade cosmológica. Utilizando dados do observatório espacial Gaia da ESA, os pesquisadores recorreram a tecnologia de supercomputador para projetar as órbitas das galáxias satélites para o passado e para o futuro. Viram o plano das galáxias formar-se e dissolver-se em algumas centenas de milhões de anos, um simples piscar de olhos no tempo cósmico. 

Sistemas de satélites virtuais 

Perceberam também que estudos anteriores baseados em simulações de computador não tinham considerado as distâncias dos satélites em relação ao centro da Via Láctea, o que fez com que os sistemas de satélites virtuais parecessem muito mais redondos do que o sistema real. Estabelecendo que foram encontradas várias Vias Lácteas virtuais que ostentavam um plano de galáxias satélites muito semelhante ao que é visto através dos telescópios. Dizem que isto remove uma das principais objeções ao modelo padrão da cosmologia e significa que o conceito de matéria escura fria continua a ser a pedra angular da nossa compreensão do Universo. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Helsinki

O Universo pode ser mais instável do que pensamos

A estabilidade final do vácuo do nosso Universo pode estar nas massas de duas partículas fundamentais, o bóson de Higgs, que habita todo o espaço e tempo, e o quark top.

© Tunnel Motions (ilustração de um bóson de Higgs)

As últimas medições dessas massas revelam que nosso Universo é metaestável, o que significa que pode persistir em seu estado atual essencialmente para sempre, ou não. 

Nosso Universo nem sempre foi o mesmo. Nos primeiros momentos do Big Bang, quando o cosmos era uma mera fração de seu tamanho atual, as energias e temperaturas eram tão altas que até mesmo as regras fundamentais da física eram completamente diferentes. Mais notavelmente, ao mesmo tempo, todas as quatro forças da natureza (gravidade, eletromagnetismo, nuclear forte e nuclear fraca) foram fundidas em uma única força unificada. A natureza dessa força unificada permanece um mistério, mas à medida que o Universo se expandiu e esfriou desde o estado inicial, as forças se separaram.

Primeiro veio a gravidade, depois a nuclear forte e, por último, o eletromagnetismo e a força nuclear fraca se separaram. Essa última etapa podemos recriar em laboratório. Nos colisores de partículas mais poderosos, é possível obter as energias necessárias para temporariamente, pelo menos, recombinar essas forças em uma única força “eletrofraca”. 

Cada vez que as forças se dividiam, o cosmos passava por uma transição de fase radical, povoado por novas partículas e forças. Por exemplo, a força eletrofraca unificada é transportada por um quarteto de partículas sem massa, mas a força eletromagnética é transportada por uma única partícula sem massa, o fóton, enquanto três partículas massivas (W-, W+ e Z) carregam a nuclear fraca. Se essas duas forças não tivessem se separado, a vida como a conhecemos, que depende de interações eletromagnéticas para unir átomos em moléculas, simplesmente não existiria. 

O Universo não passou por tal reorganização de forças fundamentais em mais de 13 bilhões de anos, mas isso não significa que não seja capaz de repetir os mesmos truques. A estabilidade atual do vácuo depende de como foi a divisão da força eletrofraca. Essa divisão trouxe o Universo ao seu estado fundamental final de energia mais baixa? Ou é apenas uma parada no caminho de sua evolução posterior?

A resposta se resume às massas de duas partículas fundamentais. Uma delas é o bóson de Higgs, que desempenha um papel importante na física: sua existência desencadeou a separação das forças eletromagnética e nuclear fraca há bilhões de anos. A princípio, quando nosso Universo era quente e denso, o bóson de Higgs permaneceu em segundo plano, permitindo que a força eletrofraca governasse sem impedimentos. Mas uma vez que o Universo esfriou além de um certo ponto, este bóson tornou sua presença conhecida e interferiu com essa força, criando uma separação que foi mantida desde então.

A massa do bóson de Higgs determinou quando essa divisão aconteceu e regula o quão “forte” essa separação é hoje. Mas o ele desempenha outro papel importante na física: ao interagir com muitas outras partículas, ele dá massa a essas partículas. A força com que uma partícula se conecta ao Higgs governa a massa dessa partícula. Por exemplo, o elétron quase não interage com o Higgs, então ele ganha uma massa leve de 511 MeV. No outro extremo do espectro, o quark top interage mais com o Higgs, tornando-o o objeto mais pesado no Modelo Padrão da física de partículas, pesando 175 GeV.

Na física de partículas, as partículas estão constantemente interagindo e interferindo com todos os outros tipos de partículas, mas a força dessas interações depende das massas das partículas. Então, quando ocorre a tentativa de avaliar qualquer coisa que envolva o bóson de Higgs, como sua capacidade de manter a separação entre as forças eletromagnética e nuclear fraca, é necessário também considerar como as outras partículas vão interferir nesse esforço. 

E como o quark top é facilmente o maior do grupo (o segundo maior, o quark bottom, pesa apenas 5 GeV), é essencialmente a única outra partícula que há necessidade de atenção. 

Quando foi calculado pela primeira vez a estabilidade do Universo, conforme determinado pela capacidade do bóson de Higgs de manter a separação da força eletrofraca, não se sabia a massa nem do próprio Higgs nem do quark top. Inserir as duas massas destas partículas nas equações de estabilidade revela que o Universo é metaestável. Isso é diferente de estável, o que significaria que não há chance de o Universo se dividir instantaneamente, mas também diferente de instável, o que significaria que já aconteceu. Em vez disso, o Universo está equilibrado em uma posição bastante precária: ele pode permanecer em seu estado atual indefinidamente, mas se algo perturbasse o espaço-tempo da maneira errada, ele se transformaria em um novo estado fundamental.

Como seria esse novo estado? É impossível dizer, pois o novo Universo apresentaria uma nova física, com novas partículas e novas forças da natureza. Mas é seguro dizer que a vida seria diferente, se não completamente impossível. O que é pior, pode já ter acontecido. Algum canto do cosmos pode já ter começado a transição, com a bolha de uma nova realidade se expandindo na velocidade da luz. Não saberíamos que nos atingiu até que já chegasse.

Fonte: Astronomy

Potenciais primeiros vestígios das estrelas mais antigas do Universo

Os astrônomos podem ter descoberto os antigos remanescentes químicos das primeiras estrelas iluminando o Universo.

© NOIRLab (ilustração de um campo de estrelas de População III)

Utilizando uma análise inovadora de um quasar distante observado pelo telescópio Gemini North de 8,1 metros no Havaí, operado pelo NOIRLab, os cientistas encontraram uma proporção incomum de elementos que, argumentam, só podem ser originários dos detritos produzidos pela explosão de uma estrela de primeira geração com 300 massas solares. 

As primeiras estrelas formaram-se provavelmente quando o Universo tinha apenas 100 milhões de anos, menos de 1% da sua idade atual. Estas primeiras estrelas, conhecidas como de População III, eram tão titanicamente massivas que quando terminaram as suas vidas como supernovas rasgaram-se a ela próprias, semeando o espaço interestelar com uma mistura distinta de elementos pesados. No entanto, apesar de décadas de procura diligente, não havia até agora evidências diretas destas estrelas primordiais. 

Ao analisar um dos mais distantes quasares conhecidos, utilizando o telescópio Gemini North, um de dois telescópios idênticos que compõem o Observatório Internacional Gemini, os astrônomos pensam agora ter identificado o material remanescente da explosão de uma estrela de primeira geração. A luz deste quasar viajou durante 13,1 bilhões de anos, significando que o Universo tinha apenas 700 milhões de anos. Isto corresponde a um desvio para o vermelho de 7,54. Usando um método inovador para deduzir os elementos químicos contidos nas nuvens que rodeiam o quasar, notaram uma composição altamente incomum, o material continha mais de 10 vezes mais ferro do que magnésio em comparação com a proporção destes elementos encontrados no Sol.

Os cientistas pensam que a explicação mais provável para esta característica marcante é que o material foi deixado para trás por uma estrela de primeira geração que explodiu como uma supernova por instabilidade de pares. Estas versões notavelmente poderosas de explosões de supernova nunca foram testemunhadas, mas são teorizadas como sendo o fim da vida de estrelas gigantescas, com massas entre 150 e 250 vezes superiores à do Sol. As explosões de supernova por instabilidade de pares ocorrem quando os fótons no centro de uma estrela se transformam espontaneamente em elétrons e pósitrons. 

Esta conversão reduz a pressão da radiação dentro da estrela, permitindo que a gravidade a ultrapasse, levando ao colapso e subsequente explosão. Ao contrário de outras supernovas, estes acontecimentos dramáticos não deixam vestígios, tais como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, ejetando ao invés todo o seu material para o ambiente. 

Existem apenas duas formas de encontrar evidências delas. A primeira é apanhar uma supernova por instabilidade de pares no momento exato, o que é um acontecimento altamente improvável. A outra forma é identificar a assinatura química do material que é ejetado para o espaço interestelar. 

Para a sua pesquisa, os astrônomos estudaram resultados de uma observação prévia feita pelo telescópio Gemini North, usando o GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph). Um espectrógrafo divide a luz emitida por objetos celestes nos seus comprimentos de onda constituintes, que transportam informação sobre quais os elementos que os objetos contêm. O Gemini é um dos poucos telescópios do seu tamanho com equipamento adequado para realizar tais observações. A dedução das quantidades de cada elemento presente, no entanto, é um esforço complicado porque o brilho de uma linha num espectro depende de muitos outros fatores para além da abundância do elemento.

Dois coautores da análise, Yuzuru Yoshii e Hiroaki Sameshima, da Universidade de Tóquio, abordaram este problema desenvolvendo um método de utilização da intensidade dos comprimentos de onda num espectro do quasar para estimar a abundância dos elementos ali presentes. Foi através da utilização deste método para analisar o espectro do quasar que descobriram a relação manifestamente baixa entre o magnésio e o ferro. 

Para meticulosamente testar esta interpretação, são necessárias muitas mais observações para ver se outros objetos têm características semelhantes. Embora as estrelas de População III de alta massa tivessem desaparecido há muito, as impressões digitais químicas que deixam no seu material ejetado podem durar muito mais tempo e perdurar ainda hoje. Isto significa que os astrônomos podem ser capazes de encontrar as assinaturas de explosões de supernova por instabilidade de pares de estrelas há muito desaparecidas ainda impressas em objetos no nosso Universo local.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory

Encontrada uma nova fonte de produção de lítio no Universo

Uma equipe de pesquisadores do IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias), da Universidade de Manchester e da Universidade Norueguesa de Ciência e Tecnologia detectaram uma abundância de lítio anormalmente elevada na atmosfera da estrela companheira de um pulsar binário de milissegundo.

© IAC (ilustração de um pulsar binário de milissegundo)

A abundância de lítio é maior em comparação com estrelas com a mesma temperatura efetiva e estrelas de alta metalicidade, pelo que o estudo fornece evidências inequívocas para a produção de lítio fresco. 

O lítio é um elemento frágil e em estrelas semelhantes ao Sol é gradualmente destruído nos interiores através da queima nuclear a baixa temperatura. Contudo, a abundância de lítio em estrelas jovens de alta metalicidade (População I) é superior ao valor produzido na Nucleossíntese do Big Bang, quando determinados elementos leves, incluindo o lítio, foram formados, o que significa que existem estrelas e mecanismos que produzem e ejetam lítio para o meio interestelar. 

Os binários de raios X são sistemas que emitem radiação intensa de raios X e consistem num objeto compacto, geralmente um buraco negro ou estrelas de nêutrons, e uma estrela companheira. O objeto compacto alimenta-se do material que retira da estrela companheira, um processo conhecido como acreção. 

As condições em torno de objetos compactos são ideais para a produção de lítio através da espalação de núcleos de carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO) por nêutrons no fluxo de acreção interior ou na superfície da estrela companheira. Embora a abundância de lítio observada nos binários de raios X seja relativamente elevada, não é superior ao valor Cósmico ou ao das jovens estrelas da População I. 

Agora, foi encontrada uma surpreendente superabundância de lítio num pulsar binário de milissegundo, um tipo de sistema binário constituído por uma estrela companheira de baixa massa e uma estrela de nêutrons ou pulsar com um período de rotação de alguns milissegundos. 

Usando arquivos de espectroscopia de alta resolução obtidos com o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Paranal (Chile) e o WHT (William Herschel Telescope) no Observatório Roque de los Muchachos em La Palma (Espanha), os pesquisadores realizaram uma análise da abundância química no pulsar binário de milissegundo PSR J1023+0038.

Neste sistema, a equipe encontrou uma estrela companheira rica em metais com abundâncias de elementos químicos muito diferentes das abundâncias elementares observadas em estrelas companheiras em binários de raios X e em estrelas na vizinhança solar. 

De acordo com o estudo, a emissão pulsada de raios gama que ocorre na maioria dos pulsares binários de milissegundo envolve uma produção copiosa de partículas, algumas das quais acabam como parte do vento magnetizado que emerge do pulsar a alta velocidade. O impacto dos raios gama e do fluxo de partículas relativísticas com a atmosfera da estrela companheira fragmenta os núcleos de carbono, nitrogênio e oxigênio presentes e gera novo lítio, o que leva a uma maior abundância deste elemento químico.

A espalação através de raios gama ou prótons pode levar a um enriquecimento substancial de lítio na atmosfera da estrela secundária, pelo que os pulsares binários de milissegundo podem fornecer locais para a produção de lítio fresco. 

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

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Estrelas fornecem uma janela para o Universo primitivo

Os astrônomos têm ficado perplexos ao encontrar estrelas jovens em espiral no centro de um enorme aglomerado de estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

© STScI (NGC 346)

O braço exterior da espiral neste enorme berçário estelar de forma estranha, chamado NGC 346, pode estar alimentando a formação de estrelas num movimento de gás e estrelas em forma de rio. 

A Pequena Nuvem de Magalhães tem uma composição química mais simples do que a Via Láctea, tornando-a semelhante às galáxias encontradas no Universo mais jovem, quando os elementos mais pesados eram mais escassos. Devido a isto, as estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães são mais quentes e esgotam o seu combustível mais depressa do que as estrelas na nossa Via Láctea. 

Embora seja homóloga do Universo primitivo, a 200.00 anos-luz de distância, a Pequena Nuvem de Magalhães é também uma das nossas vizinhas galácticas mais próximas. Aprender como as estrelas se formam na Pequena Nuvem de Magalhães fornece uma nova reviravolta na forma como uma tempestade de formação estelar pode ter ocorrido no início da história do Universo, cerca de dois a três bilhões de anos após o Big Bang. 

Os novos resultados mostram que o processo de formação estelar na NGC 346, é semelhante ao da Via Láctea. Com apenas 150 anos-luz em diâmetro, a NGC 346 contém a massa de 50.000 sóis. A sua forma intrigante e o seu rápido ritmo de formação estelar têm intrigado os astrônomos. 

Foi necessário o poder combinado do telescópio espacial Hubble e do VLT (Very Large Telescope) do ESO para desvendar o comportamento deste misterioso local de nidificação estelar. 

As estrelas são as máquinas que esculpem o Universo. Não teríamos vida sem estrelas e, no entanto, não compreendemos totalmente como se formam. Existem vários modelos que fazem previsões, e algumas destas previsões são contraditórias. 

Os pesquisadores determinaram o movimento das estrelas na NGC 346 de duas maneiras diferentes. Usando o Hubble, uma equipe mediu as mudanças nas posições das estrelas ao longo de 11 anos. As estrelas nesta região movimentam-se a uma velocidade média de 3.200 km/h, o que significa que em 11 anos se movem mais de 300 milhões de quilômetros. Isto é cerca do dobro da distância entre a Terra e o Sol. 

Mas este aglomerado está relativamente distante, dentro de uma galáxia vizinha. Isto significa que o movimento observado é muito pequeno e, portanto, difícil de medir. Estas observações extraordinariamente precisas só foram possíveis graças à resolução requintada e à alta sensibilidade do Hubble. Além disso, a história de três décadas de observações do Hubble fornece uma base para os astrônomos seguirem movimentos celestes minuciosos ao longo do tempo. 

Outra equipe usou o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) do VLT (Very Large Telescope) para medir a velocidade radial, que determina se um objeto se aproxima ou se afasta do observador. 

Metade dos dados do Hubble para este estudo da NGC 346 são de arquivo. As primeiras observações foram feitas há 11 anos. Foram repetidas recentemente para rastrear o movimento das estrelas ao longo do tempo. Dada a longevidade do telescópio, o arquivo de dados do Hubble contém agora mais de 32 anos de dados astronômicos, alimentando estudos a longo prazo sem precedentes.

As observações com o telescópio espacial Webb devem ser capazes de resolver estrelas de massa inferior no aglomerado, dando uma visão mais holística da região. Ao longo da vida do Webb, os astrônomos poderão repetir esta experiência e medir o movimento das estrelas de baixa massa. Serão então capazes de comparar as estrelas de massa alta e as estrelas de massa baixa para finalmente aprenderem toda a extensão da dinâmica deste berçário.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Captando o início da rotação galáctica no Universo primitivo

Uma equipe internacional observou sinais de rotação numa galáxia que existia no início do Universo apenas 500 milhões de anos após o Big Bang.

© NAOJ (ilustração de MACS1149-JD1)

Esta galáxia é, de longe, a mais antiga com uma assinatura de rotação. A sua velocidade de rotação é de apenas 50 quilômetros por segundo, em comparação com 220 quilômetros por segundo para a Via Láctea, indicando que a galáxia ainda se encontra numa fase inicial de desenvolvimento de movimento de rotação. 

Esta descoberta pode levar a uma melhor compreensão da formação galáctica no Universo inicial. À medida que os telescópios se tornam mais avançados e poderosos, os astrônomos são capazes de detectar cada vez mais galáxias distantes. Devido à expansão do Universo, estas galáxias estão se afastando cada vez mais de nós. Isto faz com que as suas emissões tenham um desvio para o vermelho, ou seja, comprimentos de onda mais longos.

Curiosamente, podemos estimar a rapidez com que uma galáxia se move e, por sua vez, quando foi formada, com base no aspeto do desvio da emissão. O ALMA (Atacama Large Millimeter Array) é particularmente adequado para a observação de tais desvios para o vermelho na emissão galáctica. 

Os astrônomos observaram emissões de uma galáxia distante chamada MACS1149-JD1 (JD1, para abreviar), o que os levou a algumas conclusões interessantes. A formação das galáxias começa com a acumulação de gás e prossegue com a formação estelar a partir deste gás. Com o tempo, a formação estelar progride do centro para fora, desenvolve-se um disco galáctico e a galáxia adquire uma forma particular. À medida que a formação estelar continua, novas estrelas formam-se no disco giratório, enquanto estrelas mais antigas permanecem na parte central.

É possível determinar a fase evolutiva da galáxia através do estudo da idade dos objetos estelares e do movimento das estrelas e do gás. A equipe mediu com sucesso pequenas diferenças no desvio para o vermelho de posição para posição dentro da galáxia, mostrando que JD1 satisfazia o critério de uma galáxia dominada pela rotação. 

Além da velocidade, a equipe também mediu que o diâmetro de JD1 é de apenas 3.000 anos-luz, muito menor que a Via Láctea, que tem 100.000 anos-luz de diâmetro. A galáxia observada é, de longe, a fonte mais distante até agora encontrada que tem um disco giratório. 

Juntamente com medições semelhantes de sistemas mais próximos na literatura, isto permitiu à equipa delinear o desenvolvimento gradual de galáxias giratórias ao longo de mais de 95% da nossa história cósmica. Além disso, a massa estimada a partir da velocidade de rotação está de acordo com a massa estelar estimada anteriormente a partir da assinatura espectral e provém predominantemente das estrelas "maduras" que se formaram cerca de 300 milhões de anos antes.

A velocidade de rotação de JD1 é muito mais baixa do que as encontradas em galáxias em épocas posteriores e na Via Láctea, e JD1 está provavelmente numa fase inicial de desenvolvimento de um movimento de rotação.

Com o recentemente lançado telescópio espacial James Webb, a equipe planeja agora identificar a localização de estrelas jovens e mais velhas na galáxia para refinar o seu cenário de formação. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Tentativa de replicar a “alvorada cósmica”

A primeira grande tentativa de replicar a evidência impactante da “alvorada cósmica” – o aparecimento das primeiras estrelas do Universo 180 milhões de anos após o Big Bang – deixou o cenário confuso.

© N. R. Fuller (ilustração de algumas das primeiras estrelas do Universo)

Quatro anos depois que radioastrônomos relataram ter encontrado um sinal da alvorada cósmica, o radioastrônomo Ravi Subrahmanyan e seus colaboradores descrevem como fizeram uma antena flutuar em um represa no rio Sharavati, no estado indiano de Karnataka, em busca desse sinal.

Os resultados originais causaram alvoroço nos círculos de cosmologia, pois eram os primeiros a afirmar que descobriram sinais da alvorada cósmica. A luz das estrelas mais antigas no Universo Observável teve que viajar quase 14 bilhões de anos para alcançar a Terra. Assim, até agora, ela é muito fraca para ser vista diretamente com telescópios comuns.

Mas radioastrônomos buscam por um efeito indireto usando o espectro de ondas de rádio. A luz ultravioleta das primeiras estrelas deve ter deixado o hidrogênio interestelar, normalmente transparente na maior parte do espectro eletromagnético, levemente opaco em um comprimento de onda de rádio específico. Em 2018, astrônomos relataram ter visto uma queda no espectro de rádio primordial, centrada numa frequência de cerca de 78 MHz. Em seguida, a equipe acreditou tratar-se de evidência da alvorada cósmica. 

Os pesquisadores usaram um instrumento com o formato de uma mesa de centro no outback australiano, chamado Experiment to Detect the Global EoR Signature (EDGES). Mas o sinal do EDGES parecia ser bom demais para ser verdade. A queda no espectro era mais profunda e larga do que as teorias cosmológicas previam. Para explicar o tamanho deste sinal, físicos teóricos propuseram uma gama de mecânicas exóticas, como a presença de partículas elementares anteriormente desconhecidas, com cargas elétricas milhares de vezes menores que a de um elétron. Diversos outros pesquisadores mostraram-se preocupados, enfatizando a dificuldade de encontrar a assinatura de rádio da alvorada cósmica. 

As ondas de rádio do Universo jovem são “afogadas” pela cacofonia de ruído produzida por fontes pela galáxia, que são milhares de vezes mais intensas. Para subtrair o espectro galáctico corretamente, pesquisadores têm de calcular com precisão a maneira como seu instrumento e o ambiente ao redor respondem a diversos comprimentos de onda de rádio, também conhecido como “sistemática” do experimento. Por exemplo, a equipe do EDGES modelou os efeitos causados pelo solo do deserto no Observatório de Radioastronomia de Murchison, no oeste da Austrália, e passou dois anos revisando os dados antes de publicá-los. Mas alguns cientistas ainda não estavam convencidos. Desde então, diversos experimentos competidores vêm tentando checar as descobertas do EDGES. 

Em uma tentativa de escapar da confusão gerada pela interferência de frequências de rádio de atividades humanas, em particular de estações de rádio FM, as equipes montam antenas em algumas das regiões mais remotas da Terra. Subrahmanyan optou pela abordagem inovadora de ir sobre as águas de lagos na Índia para fazer flutuar seu instrumento, chamado Shaped Antenna Measurement of the Background Radio Spectrum (SARAS). A SARAS 3 tinha um formato cônico com o objetivo de facilitar o cálculo de sua resposta a ondas de rádio, e a água abaixo significa que a equipe não precisou lidar com a estrutura incerta ou com as propriedades de rádio do terreno. Subrahmanyan afirma que os resultados da SARAS 3 eliminam a detecção de sinais da alvorada cósmica do EDGES.

Mas o astrônomo Judd Bowman, da Universidade do Estado do Arizona, não está convencido que a SARAS 3 eliminou os resultados de sua equipe. “Esses são instrumentos desafiadores e muitos dos problemas sistemáticos que podem afetar o EDGES também podem ocorrer para a SARAS 3”, afirma Bowman. 

Subrahmanyan está começando um novo experimento no CSIRO, e seu antigo colaborador em Raman, o cosmólogo experimental Saurabh Singh, irá continuar os testes em uma nova antena SARAS. Singh também está participando de uma proposta na Indian Space Research Organisation para uma espaçonave que poderia escapar da interferência na frequência de rádio da Terra ao conduzir medições no lado distante da Lua. Qualquer que seja o destino das observações do EDGES, Singh afirma que a equipe por trás delas merece crédito por reaver o interesse na alvorada cósmica.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Scientific American

De onde vem o ouro?

Como é que os elementos químicos são produzidos no nosso Universo? De onde vêm os elementos pesados como ouro e urânio?

© NRAO (disco de acreção quente e denso em torno de um buraco negro)

Usando simulações de computador, uma equipe do centro de pesquisa Helmholtz da Alemanha, em Darmstadt, juntamente com colegas da Bélgica e do Japão, mostra que a síntese de elementos pesados é típica para certos buracos negros com discos de acreção.

A abundância prevista dos elementos formados fornece uma visão sobre quais os elementos pesados que precisam de ser estudados em laboratórios futuros, como o FAIR (Facility for Antiproton and Ion Research), atualmente em construção, e assim desvendar a origem dos elementos pesados. 

Todos os elementos pesados do planeta Terra foram formados sob condições extremas em ambientes astrofísicos: no interior das estrelas, em explosões estelares e durante a colisão de estrelas de nêutrons. Os cientistas estão intrigados com a questão de quais destes eventos astrofísicos têm as condições apropriadas para a formação dos elementos mais pesados, como o ouro ou o urânio.

A primeira espetacular observação de ondas gravitacionais e radiação eletromagnética originária de uma fusão de estrelas de nêutrons, em 2017, sugeriu que muitos elementos pesados podem ser produzidos e liberados nestas colisões cósmicas. No entanto, as questões de quando e porque é que o material é ejetado, e se podem existir outros cenários em que elementos pesados são produzidos, permanecem em aberto.

Os buracos negros com discos de acreção em órbita, densos e quentes, são candidatos promissores para a produção de elementos pesados. Tal sistema é formado tanto após a fusão de duas estrelas de nêutrons massivas quanto durante o chamado colapsar, o colapso e subsequente explosão de uma estrela em rotação.

A composição interna de tais discos de acreção ainda não é bem compreendida, particularmente no que diz respeito às condições sob as quais se forma um excesso de nêutrons. Um número elevado de nêutrons é um requisito básico para a síntese de elementos pesados, pois permite o processo de captura rápida de nêutrons, também denominado "processo r". Os neutrinos, quase sem massa, desempenham um papel fundamental neste processo, pois permitem a conversão entre prótons e nêutrons. 

"No nosso estudo, investigamos sistematicamente pela primeira vez as taxas de conversão de nêutrons e prótons para um grande número de configurações de disco por meio de elaboradas simulações de computador e descobrimos que os discos são muito ricos em nêutrons, desde que estejam presentes certas condições," explica o Dr. Oliver Just do grupo de Astrofísica Relativista pertencente à divisão de pesquisa teórica do centro de pesquisa Helmholtz. 

O fator decisivo é a massa total do disco. Quanto mais massivo o disco, mais frequentemente os nêutrons são formados a partir de prótons por meio da captura de elétrons sob emissão de neutrinos, e estão disponíveis para a síntese de elementos pesados através do processo r. No entanto, se a massa do disco for muito alta, a reação inversa desempenha um papel maior, de modo que mais neutrinos são recapturados pelos nêutrons antes de saírem do disco. Estes nêutrons são então convertidos de volta para prótons, o que atrapalha o processo r. 

Como mostra o estudo, a massa ótima do disco, para a produção prolífica de elementos pesados, é de cerca de 0,01 a 0,1 massas solares. O resultado fornece fortes evidências de que as fusões de estrelas de nêutrons, que produzem discos de acreção com estas massas, podem ser o ponto de origem para uma grande fração dos elementos pesados. Entretanto, ainda não está claro se e com que frequência tais discos de acreção ocorrem em sistemas colapsares. 

Além dos possíveis processos de ejeção de massa, o grupo de pesquisa também está investigando os sinais de luz produzidos pela matéria ejetada, que serão usados para inferir a massa e a composição da matéria ejetada em futuras observações da colisão de estrelas de nêutrons. Um bloco de construção importante para a leitura correta destes sinais de luz é o conhecimento preciso das massas e de outras propriedades dos elementos recém-formados.

Estes dados são atualmente insuficientes. Mas com a próxima geração de aceleradores, como o FAIR, será possível medi-los com uma precisão sem precedentes. A interação bem coordenada de modelos teóricos, experiências e observações astronômicas permitirá com que nos próximos anos, sejam testadas fusões de estrelas de nêutrons como a origem dos elementos do processo r.

Os resultados foram publicados na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Helmholtz Research