Discos de acreção: quão grandes são, realmente?

Recorrendo ao telescópio Gemini North, os astrônomos detectaram pela primeira vez evidências da presença de um disco de acreção no núcleo galáctico ativo da galáxia III Zw 002.

© NOIRLab / P. Marenfeld (buraco negro e seu disco de acreção)

Utilizando duas linhas de emissão raras e peculiares no infravermelho próximo, estas observações colocam limites firmes na dimensão do disco de acreção da galáxia e evidencia sua geometria e comportamento. 

As linhas de emissão resultam quando um átomo num estado excitado cai para um nível de energia mais baixo, liberando luz no processo. Uma vez que cada átomo tem um conjunto único de níveis de energia, a luz emitida tem um comprimento de onda discreto que atua como uma impressão digital que identifica a sua origem. As linhas de emissão aparecem normalmente nos espetros como picos finos e nítidos. Mas no vórtice rodopiante de um disco de acreção, onde o gás excitado está sob a influência gravitacional do buraco negro supermassivo e se move a velocidades de milhares de quilômetros por segundo, as linhas de emissão alargam-se em picos mais rasos. A região do disco de acreção onde estas linhas têm origem é designada por região de linhas largas.

À primeira vista, estas estruturas sublimes podem parecer bastante serenas. Mas, na verdade, o centro de muitas galáxias é um ambiente turbulento que contém um buraco negro supermassivo que se alimenta ativamente. Orbitando estes objetos incompreensivelmente densos estão discos de acreção rodopiantes de gás e poeira, que alimentam o buraco negro e emitem quantidades imensas de energia ao longo de todo o espetro eletromagnético, desde raios gama e raios X altamente energéticos, passando pela luz visível, até às ondas infravermelhas e de rádio. 

O estudo dos discos de acreção pode melhorar a compreensão sobre os buracos negros e a evolução das galáxias que os hospedam. A maior parte dos discos de acreção, no entanto, são impossíveis de observar diretamente devido às suas distâncias extremas e tamanhos relativamente pequenos. É extremamente difícil obter imagens diretas dos discos de acreção, tendo apenas sido obtidas imagens de duas fontes graças à capacidade de alta resolução angular do EHT (Event Horizon Telescope). 

Assim, se não houver acesso a uma rede global de radiotelescópios, como é que os astrônomos sabem quando um buraco negro supermassivo tem um disco à sua volta? Acontece que a evidência de um disco de acreção pode ser encontrada num padrão específico de linhas de emissão largas chamado perfil de pico duplo. Dado que o disco está girando, o gás de um lado está se afastando do observador, enquanto o gás do outro lado está se movendo na direção do observador. Estes movimentos relativos esticam e comprimem as linhas de emissão para comprimentos de onda mais longos e mais curtos, respectivamente. O resultado é uma linha alargada com dois picos distintos, cada um originário de cada lado do disco em rápida rotação. Estes perfis de pico duplo são um fenômeno raro, uma vez que a sua ocorrência está limitada a fontes que podem ser observadas quase de face. Nas poucas fontes em que foi observado, o pico duplo foi encontrado nas linhas H-alfa e H-beta, duas linhas de emissão de átomos de hidrogênio que aparecem em comprimentos de onda do visível. Com origem na zona interior da região de linhas largas perto do buraco negro supermassivo, estas linhas não fornecem qualquer evidência sobre a dimensão do disco de acreção na sua totalidade. Mas observações recentes no infravermelho próximo revelaram uma zona da região exterior de linhas largas que nunca tinha sido vista antes. 

A linha Paschen-alfa (hidrogênio) tem origem na zona interior da região de linhas largas e a linha O I (oxigénio neutro) tem origem na periferia da região de linhas largas, uma região que nunca tinha sido observada antes. Estes são os primeiros perfis de duplo pico a serem encontrados no infravermelho próximo e surgiram inesperadamente durante as observações com o GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph), que é capaz de observar todo o espetro do infravermelho próximo (800-2500 nanómetros) de uma só vez.

Comparando estas observações com os modelos existentes de disco, a equipe conseguiu extrair parâmetros que fornecem uma imagem mais clara do buraco negro supermassivo de III Zw 002 e da região de linhas largas. O modelo indica que a linha Paschen-alfa tem origem num raio de 16,77 dias-luz, e a linha O I tem origem num raio de 18,86 dias-luz. Também prevê que o raio exterior da região de linhas largas é de 52,43 dias-luz. O modelo também indica que a região de linhas largas de III Zw 002 tem um ângulo de inclinação de 18 graus em relação aos observadores na Terra e que o buraco negro supermassivo no seu centro tem 400 a 900 milhões de vezes a massa do nosso Sol.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory

Emissão de raios gama em estrelas jovens semelhantes ao Sol

Uma equipe de cientistas da Argentina e da Espanha apresentou a primeira evidência observacional de que um tipo de estrelas jovens de baixa massa, conhecidas como estrelas T Tauri, são capazes de emitir radiação gama.

© INAF / S. Orlando (ilustração de uma estrela T. Tauri)

A radiação muito energética do céu não pode ser facilmente observada da Terra. A elevada sensibilidade do satélite Fermi ajuda a resolver este problema, observando o Universo em raios gama, a região mais energética do espetro eletromagnético. O satélite Fermi tem observado continuamente o céu desde o seu lançamento em 2008 e, a partir destas observações, sabe-se que cerca de 30% das fontes de raios gama detectadas em todo o céu noturno continuam por identificar; as origens destas detecções de raios gama são desconhecidas. 

Várias das fontes de raios gama parecem ter origem em regiões de formação estelar, mas a equipe não tinha qualquer explicação para o fato. O estudo centra-se na região de formação estelar NGC 2071, que se situa na parte norte da nuvem molecular Órion B. Para tentar identificar a causa destas misteriosas explosões de raios gama, a equipe decidiu olhar para objetos conhecidos como estrelas T Tauri, que são estrelas de baixa massa em formação. 

As estrelas T Tauri são constituídas por uma estrela central e um disco de gás e poeira que orbita à sua volta, onde se podem formar planetas. As estrelas T Tauri são conhecidas pelo seu brilho flutuante e encontram-se tipicamente perto de regiões de formação estelar ativa. 

A equipe notou que três fontes gama não identificadas, observadas em diferentes intervalos de tempo, provinham da parte do céu onde se situa a jovem região de formação estelar NGC 2071. Sabe-se que pelo menos 58 estrelas classificadas como estrelas T Tauri estão se formando aqui. Não existem outros objetos nesta região que possam ser uma fonte de emissão de raios gama. 

Uma explicação possível é que a radiação esporádica de raios gama é produzida por estrelas T Tauri durante poderosos episódios eruptivos, em que as explosões eletromagnéticas são produzidas pela energia magnética armazenada nas atmosferas das estrelas. Estas megatempestades podem estender-se a vários raios estelares e durar algumas horas. Embora exista atualmente atividade no Sol, não é da mesma escala que uma megatempestade. Estas são muito mais poderosas e, se ocorressem no Sol, seriam prejudiciais para a vida no planeta Terra. Isto pode explicar a origem de múltiplas fontes de raios gama anteriormente desconhecidas. A compreensão dos processos físicos nas estrelas T Tauri também fornece informações sobre as condições iniciais que levaram à gênese do Sol e do nosso Sistema Solar. 

A descoberta deste fenômeno serve para compreender como se formou e evoluiu não só o Sol, mas também o nosso planeta, a Terra. 

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

Fonte: Royal Astronomical Society

A Nebulosa do Pistache

Esta Nebulosa do Pistache nunca havia sido observada antes.

© B. Falls / C. Hall-Fernandez (Nebulosa do Pistache)

As nebulosas recém-descobertas são geralmente angularmente pequenas e encontradas por profissionais que utilizam grandes telescópios. Em contraste, a Nebulosa do Pistache foi descoberta por amadores dedicados e, embora tênue, tem quase o tamanho da Lua cheia.

Nos tempos modernos, mesmo os amadores, mesmo com telescópios pequenos, podem criar longas exposições sobre áreas do céu muito maiores do que a maioria dos telescópios profissionais consegue ver. Eles podem, portanto, descobrir tanto áreas anteriormente desconhecidas de emissão estendida em torno de objetos conhecidos, como também objetos totalmente desconhecidos, como nebulosas. 

A Nebulosa do Pistache retratada é mostrada com emissão de oxigênio (azul) e emissão de hidrogênio (vermelho). A natureza da estrela central quente é atualmente desconhecida, e a nebulosa pode ser rotulada como uma nebulosa planetária se for uma estrela anã branca. 

A imagem apresentada é uma composição de mais de 70 horas de exposição tirada no início de junho sob o céu escuro da Namíbia. 

A Nebulosa do Pistache está localizada a cerca de 50 mil anos-luz da Terra.

Fonte: NASA

Um buraco negro gigante destrói uma estrela massiva

Os astrônomos fizeram um estudo forense minucioso de uma estrela que foi dilacerada quando se aventurou demasiado perto de um buraco negro gigante e depois teve as suas entranhas atiradas para o espaço.

© NASA / M. Weiss (ilustração do rescaldo do evento de perturbação de marés)

O observatório de raios X Chandra da NASA e o XMM-Newton da ESA estudaram a quantidade de nitrogênio e de carbono perto de um buraco negro que se sabe ter despedaçado uma estrela. Os astrônomos pensam que estes elementos foram criados no interior da estrela antes desta se ter despedaçado ao aproximar-se do buraco negro.

Nos últimos anos, os astrônomos têm encontrado muitos exemplos de "eventos de perturbação de marés", em que as forças gravitacionais de um buraco negro massivo destroem uma estrela. Isto provoca uma erupção, frequentemente observada no visível, no ultravioleta e em raios X, à medida que os detritos da estrela são aquecidos. 

Este evento, denominado ASASSN-14li, destaca-se por várias razões. No momento da descoberta, em novembro de 2014, foi a perturbação de marés mais próxima da Terra (290 milhões de anos-luz) descoberta numa década. Devido a esta proximidade, ASASSN-14li forneceu um nível extraordinário de pormenores sobre a estrela destruída. 

Os astrônomos aplicaram novos modelos teóricos para fazer melhores estimativas, em comparação com trabalhos anteriores, da quantidade de nitrogênio e carbono em torno do buraco negro. A estrela do evento ASASSN-14li é uma das mais massivas, talvez a mais massiva, que foi vista ser destruída por um buraco negro até hoje. 

No início deste ano, outra equipe de astrônomos relatou o acontecimento "Barbie assustadora", em que estimaram que uma estrela com cerca de 14 vezes a massa do Sol foi destruída por um buraco negro. No entanto, este fenômeno ainda não foi confirmado como uma perturbação de marés, com a estimativa da massa da estrela se baseando principalmente no brilho da erupção e não numa análise detalhada do material em torno do buraco negro, como no caso de ASASSN-14li. 

Outro aspecto interessante do resultado de ASASSN-14li é o que significa para estudos futuros. Os astrônomos observaram estrelas moderadamente massivas como ASASSN-14li no aglomerado estelar que contém o buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia. Por conseguinte, a capacidade de estimar as massas estelares de estrelas perturbadas pelas marés pode fornecer uma forma de identificar a presença de aglomerados estelares em torno de buracos negros supermassivos em galáxias mais distantes. 

Até este estudo, havia uma forte possibilidade de que os elementos observados em raios X pudessem ser provenientes de gás liberado em erupções anteriores do buraco negro supermassivo. O padrão de elementos aqui analisado, no entanto, parece ter vindo de uma única estrela. Um trabalho anterior, publicado em 2017 por Chenwie Yang, da Universidade de Ciência e Tecnologia de Hefei, na China, utilizou dados ultravioletas do telescópio espacial Hubble para mostrar que há mais nitrogênio do que carbono em ASASSN-14li, mas em menor quantidade do que a encontrada agora utilizando dados de raios X. Esses autores calcularam que a estrela tinha apenas uma massa equivalente a 0,6 sóis. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O desaparecimento das nuvens de Netuno relaciona-se com o ciclo solar

Os astrônomos descobriram uma ligação entre a abundância variável das nuvens de Netuno e o ciclo solar de 11 anos, em que o aumento e a diminuição dos campos magnéticos emaranhados do Sol impulsionam a atividade solar.

© Hubble (aumento e diminuição da quantidade de nuvens em Netuno)

A ligação entre Netuno e a atividade solar é surpreendente para os cientistas planetários porque Netuno é o planeta gigante mais distante no nosso Sistema Solar e recebe cerca de 0,1% da intensidade solar que a Terra recebe. No entanto, o clima global nublado de Netuno parece ser impulsionado pela atividade solar e não pelas quatro estações do planeta, que duram aproximadamente 40 anos cada uma.

Em 1989, a nave espacial Voyager 2 da NASA forneceu as primeiras imagens de nuvens lineares e brilhantes, reminiscentes de cirros na Terra, vistas no alto da atmosfera de Netuno. Formam-se acima da maior parte do metano da atmosfera de Netuno e refletem todas as cores da luz solar, o que as torna brancas.

Para monitorar a evolução da aparência de Netuno, os astrônomos analisaram imagens do Observatório Keck tiradas de 2002 a 2022, observações de arquivo do telescópio espacial Hubble com início em 1994 e dados do Observatório Lick na Califórnia de 2018 a 2019. Nos últimos anos, as observações do Keck foram complementadas por imagens tiradas como parte do seu programa Twilight Zone e pelo programa OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) do Hubble.

Atualmente, a cobertura de nuvens observada em Netuno é extremamente baixa, com exceção de algumas nuvens que pairam sobre o polo sul do planeta gigante. Uma equipe de astrônomos liderada pela Universidade da Califórnia descobriu que a abundância de nuvens normalmente observada nas latitudes médias do gigante gelado começou a desaparecer em 2019.

As imagens revelam um padrão intrigante entre as mudanças sazonais na cobertura de nuvens de Netuno e o ciclo solar, tornando-se mais emaranhado como um novelo de lã. Isto é evidente no número crescente de manchas solares e no aumento da atividade das erupções solares. À medida que o ciclo progride, o comportamento tempestuoso do Sol atinge o seu máximo, até que o campo magnético se afunda e inverte a polaridade. Em seguida, o Sol volta a estabilizar-se num mínimo, apenas para iniciar outro ciclo. 

Quando há tempestades no Sol, a radiação ultravioleta (UV) mais intensa inunda o Sistema Solar. A equipe descobriu que dois anos após o pico do ciclo solar, um número crescente de nuvens aparece em Netuno. Foi encontrado ainda uma correlação positiva entre o número de nuvens e o brilho do gigante gelado a partir da luz solar que é nele refletida.

Os cientistas descobriram a ligação entre o ciclo solar e o padrão climático nublado de Netuno ao analisarem 2,5 ciclos de atividade de nuvens registados ao longo dos 29 anos de observações netunianas. Durante este período, a refletividade do planeta aumentou em 2002 e diminuiu em 2007. Netuno voltou a aumentar de brilho em 2015, escurecendo depois em 2020 para o nível mais baixo alguma vez observado, altura em que a maioria das nuvens desapareceu. 

As mudanças no brilho de Netuno provocadas pelo Sol parecem subir e descer relativamente em sincronia com o ir e vir das nuvens no planeta. No entanto, há um desfasamento de dois anos entre o pico do ciclo solar e a abundância de nuvens observadas em Netuno. As alterações químicas são causadas pela fotoquímica, que ocorre no alto da atmosfera superior de Netuno e leva tempo a formar nuvens.

Embora um aumento da luz solar UV possa produzir mais nuvens e neblinas, pode também escurecê-las, reduzindo assim o brilho global de Netuno. As tempestades em Netuno que se erguem da atmosfera profunda afetam a cobertura de nuvens, mas não estão relacionadas com as nuvens produzidas fotoquimicamente, pelo que podem complicar os estudos de correlação com o ciclo solar. Também são necessárias observações contínuas de Netuno para ver quanto tempo durará a atual quase ausência de nuvens.

Um artigo foi publicado no periódico Icarus. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Novo tipo de estrela desvenda a origem misteriosa das magnetars

As magnetars são os ímãs mais fortes do Universo.

© ESO / L. Calçada (ilustração de uma futura magnetar)

Estas estrelas mortas super densas com campos magnéticos extremamente fortes podem ser encontradas em toda a parte na nossa Galáxia, mas os astrônomos não sabem exatamente como é que estes objetos celestes se formam.

Agora, usando vários telescópios de todo o mundo, incluindo infraestruturas do Observatório Europeu do Sul (ESO), os pesquisadores descobriram uma estrela viva que provavelmente se transformará numa magnetar. Este resultado marca a descoberta de um novo tipo de objeto astronômico, as estrelas magnéticas massivas de hélio, e ajuda-nos a estudar as origens das magnetars. 

Apesar de já ter sido observada há mais de 100 anos, a natureza enigmática da estrela HD 45166 continua a não ser facilmente explicada por modelos convencionais e pouco se sabe sobre este objeto para além do fato de pertencer a um binário de estrelas, ser rica em hélio e ser algumas vezes mais massiva que o nosso Sol.

Tendo já estudado anteriormente várias estrelas ricas em hélio, os astrônomos tiveram a ideia de que os campos magnéticos poderiam ajudar a explicar o comportamento desta estrela. Realmente, sabe-se que os campos magnéticos influenciam o comportamento das estrelas e por isso talvez pudessem explicar também por que é que os modelos tradicionais falharam na descrição da HD45166, a qual se localiza a cerca de 3.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação do Unicórnio.

Foi descoberto que a estrela tem um campo magnético extremamente forte, de 4,3 tesla, o que faz da HD 45166 a estrela massiva mais magnética encontrada até à data. Toda a superfície da estrela de hélio tem um campo magnético quase 100.000 mais forte que o da Terra. Este campo magnético é o mais forte detectado numa estrela que excede o limite de massa de Chandrasekhar, que corresponde ao limite crítico acima do qual as estrelas poderão colapsar em estrelas de nêutrons (as magnetars são um tipo de estrelas de nêutrons). Esta observação marca a descoberta da primeira estrela magnética massiva de hélio. 

Os cálculos da equipe sugerem que esta estrela irá terminar a sua vida como uma magnetar. À medida que for colapsando sob a sua própria gravidade, o seu campo magnético irá fortalecer-se e eventualmente a estrela se tranformará num núcleo muito compacto com um campo magnético de cerca de 10 bilhões de tesla, o tipo de ímã mais poderoso do Universo.

Os pesquisadores descobriram também que a HD 45166 tem uma massa menor do que a registada anteriormente, cerca de duas vezes a massa do Sol, e que a sua companheira orbita a uma distância maior do que o que se supunha antes. E este trabalho indica que a HD 45166 se formou através da fusão de duas estrelas menores ricas em hélio.

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Encontrada uma anã marrom mais quente que o Sol

Esta estrela fracassada é irradiada por sua companheira, uma anã branca, e pode ser usada para estudar Júpiteres quentes.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Um sistema binário a 1.400 anos-luz de distância está aumentando o calor e pode ajudar os especialistas a entender melhor a classe de exoplanetas conhecidos como Júpiteres ultraquentes, gigantes gasosos que estão muito próximos de suas massivas estrelas hospedeiras. 

O sistema único descrito em um novo estudo inclui uma anã marrom cuja temperatura atinge aproximadamente 7.700 °C. Isso o torna mais quente que o Sol, cuja superfície é de 5.500 °C. Mas, as temperaturas sufocantes da anã marrom não são geradas por nenhuma reação nuclear interna própria: em vez disso, ela orbita muito perto de sua companheira, uma anã branca chamada WD 0032-317, que a está explodindo com emissão de radiação. O lado noturno da anã marrom, ou seja, o lado voltado para longe da anã branca, é quase 6.000 °C mais frio. 

Este par de estrelas pode ajudar os cientistas a aprender mais sobre exoplanetas que orbitam muito perto de estrelas massivas e quentes. Os intensos surtos de radiação ultravioleta dessas estrelas podem fazer com que as atmosferas desses planetas evaporem e até vaporizem seu material planetário. Mas, esse processo é difícil de estudar. 

Um sistema anã branca e anã marrom pode servir como um análogo para um sistema de Júpiter ultraquente, que é muito mais fácil de observar. Análogos de Júpiter fornecem uma maneira indireta de estudar as atmosferas de planetas gigantes porque as anãs marrons devem ter atmosferas muito semelhantes às dos planetas gigantes gasosos.

O sistema WD 0032–317 foi observado pela primeira vez por astrônomos que realizaram um levantamento de centenas de anãs brancas no início dos anos 2000 com o Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile. 

Uma anã branca é uma estrela que atingiu a fase final de sua vida, depois de se expandir para uma gigante vermelha quando seu combustível acaba, ela explode suas camadas externas, tudo o que resta é o núcleo quente e inerte. 

O WD 0032–317 foi inicialmente sinalizado como um sistema binário de duas anãs brancas; mas, quando os astrônomos revisitaram os dados, eles viram sinais que eram mais reveladores de uma companheira anã marrom. 

As anãs marrons não são planetas nem estrelas, mas objetos intermediários: pelo menos 13 vezes mais massivas que Júpiter, mas não massivas o suficiente para gerar o calor e a pressão necessários para fundir o hidrogênio em hélio. Por esse motivo, às vezes são chamadas de estrelas fracassadas. 

A anã marrom também pode ser uma das maiores já encontradas, pesando de 75 a 88 vezes a massa de Júpiter. Em observações de acompanhamento, os pesquisadores viram uma emissão vindo do lado sempre voltado para a anã branca. Ele foi originalmente perdido há duas décadas porque as observações originais foram feitas quando o lado noturno da companheira estava voltado para o telescópio. Nos novos dados, o lado diurno da anã marrom está voltado para o telescópio. 

Os astrônomos conhecem apenas um outro exemplo deste fenômeno: KELT-9b, que é tão quente que espalha material por trás dele, imitando a cauda de um cometa. A dificuldade de encontrar Júpiteres ultraquentes se deve em parte ao brilho de suas grandes estrelas hospedeiras próximas. Para complicar ainda mais as coisas, essas estrelas giram rapidamente e são propensas a tempestades estelares. 

Os astrônomos geralmente medem a massa de um exoplaneta medindo o desvio para o vermelho e o desvio para o azul das linhas espectrais da estrela hospedeira conforme a estrela oscila devido à atração gravitacional do exoplaneta. Mas quando uma grande estrela está girando rapidamente e explodindo, o movimento rápido do material da estrela torna mais difícil para discernir a oscilação da estrela. 

Por essas razões, os astrônomos estão interessados em usar anãs marrons que orbitam anãs brancas como análogos de Júpiteres ultraquentes. Os tamanhos relativos desses objetos tornam a anã marrom mais fácil de observar: uma anã marrom tem aproximadamente o mesmo diâmetro de um Júpiter quente, mas as anãs brancas são muito menores do que a maioria das estrelas, aproximadamente do tamanho da Terra. No entanto, eles ainda podem liberar calor residual suficiente para queimar companheiros próximos: no caso de WD 0032–317, a quantidade de radiação ultravioleta extrema que a anã marrom recebe de sua anã branca é 5.600 vezes maior que a de KELT-9b. 

Além de ser um modelo para Júpiteres ultraquentes, o sistema WD 0032–317 também oferece aos cientistas uma visão da evolução das estrelas. Com base em modelos de evolução estelar, a anã marrom parece ter pelo menos alguns bilhões de anos. Mas a anã branca ainda é incrivelmente quente, indicando que faz apenas cerca de 1 milhão de anos desde que se tornou uma anã branca. Além do mais, a anã branca tem uma massa de cerca de 0,4 vezes a do Sol. 

De acordo com a teoria, uma anã branca tão pequena não pode existir por conta própria, levaria uma estrela de massa tão baixa por mais tempo do que a idade do Universo para atingir sua fase de anã branca. Suspeita-se que a anã marrom ajudou a colocar a anã branca no estado em que se encontra hoje porque, em certo momento, elas compartilharam um envelope comum. A evolução do envelope comum é uma fase na vida de uma estrela binária em que duas estrelas ou objetos orbitam dentro de um envelope compartilhado de gás. Nesse caso, o envelope comum se desenvolveu quando a estrela primária se expandiu para uma gigante vermelha, envolvendo a anã marrom. A anã marrom pode ter ajudado a estrela primária a perder parte de sua massa e se tornar uma anã branca antes do esperado para uma única estrela.

Fonte: Astronomy

A galáxia de Maisie é uma das mais antigas já observadas

Graças ao telescópio espacial James Webb, os astrônomos que procuram encontrar algumas das galáxias mais antigas jamais vistas confirmaram agora que uma galáxia detectada pela primeira vez é uma das mais antigas alguma vez encontradas.

© STScI (galáxia de Maisie)

As observações posteriores à primeira detecção da galáxia de Maisie revelaram que remonta a 390 milhões de anos após o Big Bang. Apesar de não ser tão antiga como a equipe liderada pelo astrônomo Steven Finkelstein, da Universidade do Texas em Austin, estimou no verão passado, é, no entanto, uma das quatro galáxias mais antigas já observadas.

Finkelstein, professor de astronomia na Universidade do Texas e pesquisador principal do CEERS (Cosmic Evolution Early Release Science Survey), deu à galáxia o nome da sua filha, pois foi descoberta no dia do seu aniversário. A equipe do CEERS está atualmente avaliando cerca de 10 outras galáxias que podem ser de uma era ainda mais antiga do que a galáxia de Maisie. 

Para saber quando é que a luz que observamos deixou um objeto, é medido o seu desvio para o vermelho, ou seja, a quantidade de cor que foi deslocada devido ao seu movimento para longe de nós. Como vivemos num Universo em expansão, quanto mais recuamos no tempo, maior é o desvio para o vermelho de um objeto. As estimativas originais dos desvios para o vermelho baseavam-se na fotometria, o brilho da luz em imagens utilizando um pequeno número de filtros de frequência alargada.

Para obter uma estimativa mais precisa, a equipe do CEERS solicitou medições de acompanhamento com o instrumento NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph) do telescópio espacial James Webb, que divide a luz de um objeto em muitas frequências estreitas diferentes para identificar com maior precisão a sua composição química, produção de calor, brilho intrínseco e movimento relativo. De acordo com esta última análise espectroscópica, a galáxia de Maisie encontra-se num desvio para o vermelho de z=11,4. 

Este estudo também analisou CEERS-93316, uma galáxia originalmente encontrada nos dados CEERS disponíveis ao público por uma equipe liderada pela Universidade de Edimburgo e que, inicialmente, se estimava ter sido observada 250 milhões de anos após o Big Bang. Numa análise mais aprofundada, a equipa descobriu que CEERS-93316 tem um desvio para o vermelho mais modesto de z=4,9, o que corresponde a cerca de um bilhão de anos após o Big Bang. 

Acontece que o gás quente em CEERS-93316 estava emitindo tanta luz em algumas bandas de frequência estreitas associadas ao oxigênio e ao hidrogênio que fazia com que a galáxia parecesse muito mais azul do que realmente era. Este tom azulado imitava a assinatura que Finkelstein e outros esperavam ver em galáxias muito antigas. Isto deve-se a uma peculiaridade do método fotométrico que acontece apenas para objetos com desvios para o vermelho de cerca de 4,9. Não só esta galáxia parece anormalmente azul, como também é muito mais brilhante do que os modelos atuais preveem para galáxias que se formaram tão cedo no Universo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Texas

Messier 51 com longo tempo de exposição

Um intrigante par de galáxias em interação, Messier 51 (M51) é a 51ª entrada no famoso catálogo de Charles Messier.

© The Deep Sky Collective (M51)

Talvez a nebulosa espiral original, a grande galáxia com estrutura espiral semelhante a um redemoinho vista quase de frente, também seja catalogada como NGC 5194. Seus braços espirais e faixas de poeira varrem a frente de uma galáxia companheira (à direita), NGC 5195.

Cerca de 31 milhões anos-luz de distância, dentro dos limites da constelação Canes Venatici, M51 parece fraca e difusa ao olho em visões telescópicas diretas. Mas esta imagem notavelmente profunda mostra detalhes impressionantes das cores marcantes do par de galáxias e extensos detritos de maré. 

Uma colaboração de astrofotógrafos usando telescópios no planeta Terra combinou mais de 10 dias de tempo de exposição para criar este retrato definitivo da galáxia de M51. A imagem inclui 118 horas de dados de banda estreita que também revelam uma vasta nuvem brilhante de gás hidrogênio ionizado avermelhado descoberto no sistema M51.

Fonte: NASA

Nova descoberta acrescenta à compreensão da formação dos planetas

Uma equipe internacional de cientistas descobriu um planeta incomum, da dimensão de Júpiter, em órbita de uma estrela de baixa massa chamada TOI-4860, situada na direção da constelação de Corvo.

© R. Lea (exoplaneta gigante em torno de estrela minúscula)

O gigante gasoso recém-descoberto, denominado TOI-4860 b, é um exoplaneta incomum por duas razões: não se espera que estrelas de tão baixa massa abriguem planetas como Júpiter e o planeta parece ser particularmente enriquecido com elementos pesados. 

O planeta foi inicialmente identificado pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA como uma queda de brilho enquanto transitava em frente da sua estrela hospedeira, mas estes dados só por si eram insuficientes para confirmar que se tratava de um planeta. 

A equipe utilizou o Observatório SPECULOOS Sul, situado no deserto do Atacama, no Chile, para medir o sinal em vários comprimentos de onda e validou a sua natureza planetária. Foi também observado o exoplaneta imediatamente antes e depois de desaparecer atrás da sua estrela hospedeira, notando que não havia qualquer alteração na luz. Finalmente, a equipe colaborou com um grupo japonês que utilizou o Telescópio Subaru no Havaí. Juntos mediram a massa do exoplaneta para o confirmar completamente. 

O novo gigante gasoso demora cerca de 1,52 dias para completar uma órbita completa em torno da sua estrela hospedeira, mas como a ela é uma estrela fria e de baixa massa, o planeta pode ser referido como um "Júpiter Ameno". Esta é uma subclasse exoplanetária de particular interesse para os astrônomos que procuram desenvolver as suas observações iniciais e aprender mais sobre a formação deste tipo de planetas. 

Graças ao seu período orbital muito curto e às propriedades da sua estrela hospedeira, a descoberta de TOI-4860 b fornece uma oportunidade brilhante para estudar as propriedades atmosféricas de um Júpiter ameno e aprender mais sobre como os gigantes gasosos se formam. Recentemente, a equipe obteve tempo de observação com o VLT (Very Large Telescope), no Chile, que pretendem utilizar para confirmar vários outros exoplanetas com propriedades semelhantes. 

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

Fonte: University of Liège

Desvendado o mistério de um nascimento estelar triplo

Uma equipe internacional de pesquisadores, ao perscrutar as complexidades da criação das estrelas, revelou informações surpreendentes sobre a formação de sistemas estelares triplos.

© NAOJ (ilustração de uma protoestrela tripla)

Os astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para explorar a intrincada estrutura de gás que rodeia as protoestrelas do sistema triplo IRAS 04239+2436. Através do seu estudo, captaram os sinais de rádio das moléculas de monóxido de enxofre (SO), como se ouvissem um sussurro no meio de uma multidão agitada. Estes sinais levou à descoberta de três braços espirais colossais. Descobriu-se que estes braços são filamentos, como uma espécie de tapete rolante cósmico que transportava material para as estrelas recém-nascidas. 

É a primeira vez que se compreende como estes filamentos se formam no meio da dança dinâmica da formação estelar. As estrelas nem sempre brilham sozinhas. De fato, mais de metade delas nascem como parte de sistemas múltiplos. Mas a forma exata como estas estrelas múltiplas se formam é um mistério que os cientistas há muito tentam resolver. Por isso, resolver o mistério do mecanismo de formação de estrelas múltiplas é muito importante para uma teoria abrangente da formação estelar.

Até agora, têm sido propostos vários cenários para a formação de estrelas múltiplas e as discussões sobre os cenários de formação ainda não convergiram. Para compreender o processo de formação de estrelas múltiplas, é necessário observar diretamente o momento em que as protoestrelas múltiplas nascem com a alta resolução e sensibilidade de uma instalação como o ALMA. 

Além disso, recentemente, os cientistas que observam estas protoestrelas, notaram algo intrigante. Viram estruturas feitas de gás, denominadas filamentos. Estes rios cósmicos fluem e transportam materiais vitais diretamente para as protoestrelas. A observação destes fluxos é crucial porque mostra como as protoestrelas absorvem gás para crescer, mas a forma como estes filamentos se formam ainda não é clara. Uma vez que se espera que os fluxos de gás em torno das protoestrelas de sistemas multiestelares tenham uma estrutura complexa, a observação detalhada com a alta resolução do ALMA é uma ferramenta poderosa para investigar a origem dos filamentos. 

Foram observadas as ondas de rádio emitidas pelas moléculas de monóxido de enxofre (SO) em torno do jovem sistema estelar múltiplo IRAS 04239+2436. Este sistema protoestelar triplo está localizado a cerca de 460 anos-luz da Terra. Os astrônomos esperavam detectar moléculas de SO na zona onde as ondas de choque estão presentes e observar um movimento violento do gás em torno das protoestrelas. Como resultado das observações, detectaram moléculas de SO em volta das três protoestrelas. 

Descobriram que a distribuição das moléculas de SO forma grandes braços espirais que se estendem até 400 UA (unidades astronômicas). Além disso, obtiveram com sucesso a velocidade do gás que contém moléculas de SO com base na mudança de frequência das ondas de rádio devido ao efeito Doppler. De acordo com a análise do movimento do gás, verificou-se que os braços espirais traçados pelas moléculas de SO são filamentos que fluem em direção ao protosistema triplo.

Para analisar melhor o movimento do gás, a equipe comparou a velocidade observada do gás com simulações numéricas que modelam a formação de estrelas múltiplas dentro de uma nuvem de gás natal. Estas simulações foram realizadas utilizando o "ATERUI" e o "ATERUI II", supercomputadores dedicados à astronomia no Centro de Astrofísica Computacional do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan). Na simulação, formam-se três protoestrelas na nuvem de gás, e o gás perturbado em torno do sistema protoestelar triplo excita ondas de choque sob a forma de braços espirais.

Até agora, foram propostos dois cenários para a formação de estrelas múltiplas. O primeiro é o "cenário de fragmentação turbulenta", em que a nuvem turbulenta de gás se fragmenta em condensações de gás, cada uma evoluindo para uma protoestrela. O segundo é o "cenário de fragmentação do disco", em que o disco de gás que rodeia um fragmento de protoestrela forma uma nova protoestrela, dando origem a múltiplas estrelas. 

A protoestrela tripla aqui observada pode ser explicada por um cenário híbrido em que o processo de formação estelar começa como uma turbulenta nuvem de gás nativo, semelhante ao cenário de fragmentação turbulenta. Depois, as sementes de novas protoestrelas são produzidas no disco, como no cenário de fragmentação do disco e a turbulência do gás circundante faz com que os braços espirais se estendam amplamente. Os resultados observacionais são muito semelhantes aos resultados da simulação, indicando que a protoestrela tripla observada é o primeiro objeto confirmado demonstrando a formação de estrelas múltiplas por um cenário híbrido. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A influência dos ventos de estrelas frias nas atmosferas exoplanetárias

Recorrendo a simulações numéricas de última geração, um estudo liderado por cientistas do Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP) obteve a primeira caracterização sistemática das propriedades dos ventos estelares numa amostra de estrelas frias.

© K. Riebe / J. Fohlmeister (vento estelar agindo sobre exoplaneta)

Descobriram que as estrelas com campos magnéticos mais fortes produzem ventos mais potentes. Estes ventos criam condições desfavoráveis para a sobrevivência de atmosferas planetárias, afetando assim a possível habitabilidade destes sistemas. O Sol está entre as estrelas mais abundantes do Universo, conhecidas como "estrelas frias". Estas estrelas estão divididas em quatro categorias (tipo F, G, K e M) que diferem em tamanho, temperatura e brilho. 

O Sol é uma estrela relativamente média e pertence à categoria G. As estrelas mais brilhantes e maiores do que o Sol estão na categoria F, enquanto as estrelas K são ligeiramente menores e mais frias do que o Sol. As estrelas menores e mais fracas são as estrelas M, também conhecidas como anãs vermelhas devido à cor com que emitem a maior parte da sua luz. 

Observações de satélite revelaram que, para além da luz, o Sol emite um fluxo persistente de partículas conhecido como vento solar. Estes ventos viajam através do espaço interplanetário e interagem com os planetas do Sistema Solar, incluindo a Terra. A bela exibição de auroras perto dos polos norte e sul é, de fato, produzida por esta interação. No entanto, estes ventos também podem ser prejudiciais, pois podem corroer uma atmosfera planetária estável, como foi o caso de Marte. 

Embora se saiba muito sobre o vento solar através de missões como a Solar Orbiter, o mesmo não acontece com outras estrelas frias. O problema é que não é possível ver estes ventos estelares diretamente, limitando o estudo da sua influência no gás rarefeito que preenche a cavidade entre as estrelas da Galáxia. No entanto, esta abordagem tem várias limitações e só é aplicável a um número reduzido de estrelas. 

Isto motiva o uso de simulações e modelos de computador para prever as várias propriedades dos ventos estelares sem que os astrônomos tenham de os observar. Neste contexto, astrônomos realizaram o primeiro estudo sistemático das propriedades do vento estelar esperadas para as estrelas F, G, K e M. Para o efeito, utilizaram simulações numéricas empregando um dos modelos mais sofisticados atualmente disponíveis, orientado pela distribuição observada do campo magnético em grande escala de 21 estrelas bem observadas. As simulações foram efetuadas nas instalações de supercomputação do AIP e do LRZ (Leibniz Rechenzentrum). 

A equipe examinou a forma como as propriedades das estrelas, tais como a gravidade, a intensidade do campo magnético e o período de rotação, afetam as características do vento em termos de velocidade ou densidade. Os resultados incluem uma caraterização exaustiva das propriedades do vento estelar em todos os tipos de espetro que, entre outros resultados, indicam a necessidade de rever os pressupostos anteriores sobre as velocidades do vento estelar quando se estimam as taxas de perda de massa associadas a partir de observações.

Para além disso, as simulações permitem prever o tamanho esperado da superfície crítica de Alfvén, ou seja, a fronteira entre a coroa da estrela e o seu vento estelar. Esta informação é fundamental para determinar se um sistema planetário pode ou não estar sujeito a fortes interações magnéticas entre a estrela e o planeta, que podem ocorrer quando a órbita planetária entra ou fica completamente embebida na superfície crítica de Alfvén da sua estrela hospedeira. 

Estas descobertas mostram que as estrelas com campos magnéticos maiores do que o do Sol têm ventos mais rápidos. Em alguns casos, a velocidade do vento estelar pode ser até cinco vezes superior à velocidade média do vento solar, que é tipicamente de 450 km/s. A pesquisa permitiu avaliar a intensidade dos ventos destas estrelas nas chamadas "Zonas Habitáveis", definidas como as distâncias orbitais a que os exoplanetas rochosos podem sustentar água líquida à superfície, desde que tenham uma pressão atmosférica semelhante à da Terra. 

Encontraram condições mais amenas em torno de estrelas de tipo F e G, comparáveis às que a Terra experimenta em torno do Sol, e ambientes de ventos cada vez mais severos para estrelas de tipo K e M. Estes ventos estelares intensos afetam fortemente qualquer potencial atmosfera que o planeta possa ter. Este fenômeno está bem documentado na física solar entre planetas rochosos e o Sol, mas não no caso de sistemas exoplanetários. Isto requer estimativas do vento estelar para avaliar processos semelhantes aos que observamos entre os ventos solares e as atmosferas planetárias. 

A informação sobre o vento estelar era até agora desconhecida para estrelas da sequência principal F a M, o que torna este estudo importante no contexto da habitabilidade. O estudo foi feito para 21 estrelas, mas os resultados são suficientemente gerais para serem aplicados a outras estrelas frias da sequência principal. Esta pesquisa abre caminho a futuras investigações sobre observações do vento estelar e o seu impacto na erosão de atmosferas planetárias. 

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

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik