Uma estrela que entrou em erupção há 40 anos

Os astrônomos utilizaram novos dados do telescópio espacial Hubble e do SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy), já reformado, bem como dados de arquivo de outras missões, para revisitar um dos mais estranhos sistemas estelares binários da Via Láctea, 40 anos depois de ter entrado em cena como uma nova brilhante e duradoura.

© STScI (estrela simbiótica HM Sagittae)

Uma nova é uma estrela que aumenta subitamente o seu brilho de forma tremenda e depois desvanece para a sua anterior obscuridade, normalmente em poucos meses ou anos. Entre abril e setembro de 1975, o sistema binário HM Sagittae (HM Sge) tornou-se 250 vezes mais brilhante. 

Ainda mais incomum é o fato de não se ter desvanecido rapidamente, como acontece normalmente com as novas, mas ter mantido a sua luminosidade durante décadas. Recentemente, observações mostram que o sistema ficou mais quente, mas paradoxalmente desvaneceu-se um pouco. 

A HM Sge é um tipo particular de estrela simbiótica em que uma anã branca e uma estrela companheira gigante, inchada e produtora de poeira, estão numa órbita excêntrica uma em torno da outra, e a anã branca ingere o gás que flui da estrela gigante. Este gás forma um disco quente e abrasador em volta da anã branca, que pode, de forma imprevisível, sofrer uma explosão termonuclear espontânea à medida que o fluxo de hidrogênio da gigante se torna mais denso à superfície estelar até atingir um ponto de ruptura. 

Em 2021, os astrônomos usaram instrumentos no Hubble e no SOFIA para ver o que tinha mudado em HM Sge nos últimos 30 anos em comprimentos de onda de luz desde o infravermelho até ao ultravioleta. Os dados ultravioleta de 2021, pelo Hubble, mostraram uma forte linha de emissão de magnésio altamente ionizado que não estava presente nos espectros publicados anteriormente em 1990. A sua presença mostra que a temperatura estimada da anã branca e do disco de acreção aumentou de menos de 220.000º C em 1989 para mais de 250.000º C agora. A linha de magnésio altamente ionizado é uma das muitas observadas no espetro UV que, analisadas em conjunto, revelarão a energia do sistema e como este mudou nas últimas três décadas.

Com os dados do telescópio aéreo SOFIA da NASA, aposentado em 2022, a equipe conseguiu detectar a água, o gás e a poeira que circulam dentro e em volta do sistema. Os dados espectrais infravermelhos mostram que a estrela gigante, que produz grandes quantidades de poeira, voltou ao seu comportamento normal apenas alguns anos após a explosão, mas também que diminui de brilho nos últimos anos, o que é outro enigma a ser explicado. Com o SOFIA, os astrônomos puderam ver a água se movendo a cerca de 29 km/s, o que suspeitam ser a velocidade de rotação do disco de acreção em torno da anã branca. A ponte de gás que liga a estrela gigante à anã branca deve ter atualmente uma extensão de cerca de 3,2 bilhões de quilômetros.

A equipe também tem trabalhado com a AAVSO (American Association of Variable Star Observers), para colaborar com astrônomos amadores de todo o mundo que ajudam a manter os olhos telescópicos em HM Sge.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Encontrada moléculas de carbono ao redor de estrela jovem

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o telescópio espacial James Webb da NASA para estudar o disco de gás e poeira em torno de uma estrela jovem de massa muito baixa.

© NASA (ilustração de estrela jovem rodeada por um disco de gás e poeira)

Os resultados revelam o maior número de moléculas contendo carbono observado até à data num disco deste tipo. Estas descobertas têm implicações na potencial composição de quaisquer planetas que se possam formar em torno desta estrela. Os planetas rochosos têm maior probabilidade do que os gigantes gasosos de se formarem em torno de estrelas de baixa massa, o que os torna os planetas mais comuns em torno das estrelas mais comuns da nossa Galáxia. 

Pouco se sabe sobre a química destes mundos, que podem ser semelhantes ou muito diferentes da Terra. Ao estudar os discos a partir dos quais estes planetas se formam, os astrônomos esperam compreender melhor o processo de formação planetária e as composições dos planetas resultantes. Os discos de formação planetária em torno de estrelas de massa muito baixa são difíceis de estudar porque são menores e mais tênues do que os discos em torno de estrelas de massa elevada. 

Um programa chamado MIRI (Mid-Infrared Instrument) Mid-INfrared Disk Survey (MINDS) tem como objetivo usar as capacidades únicas do Webb para construir uma ponte entre o inventário químico dos discos e as propriedades dos exoplanetas. Estas observações não são possíveis a partir da Terra, porque as emissões do disco são bloqueadas pela nossa atmosfera.

Num novo estudo, a equipe explorou a região em torno de uma estrela de massa muito baixa conhecida como ISO-ChaI 147, uma estrela com 1 a 2 milhões de anos com apenas 0,11 vezes a massa do Sol. O espectro revelado pelo MIRI do Webb mostra a química de hidrocarbonetos mais rica observada até hoje num disco protoplanetário, um total de 13 moléculas diferentes de carbono. 

As descobertas incluem a primeira detecção de etano (C2H6) fora do nosso Sistema Solar, bem como de etileno (C2H4), propino (C3H4) e o radical metilo CH3. Estas moléculas já foram detectadas no nosso Sistema Solar, como em cometas: o 67P/Churyumov-Gerasimenko e o C/2014 Q2 (Lovejoy). Isto é profundamente diferente da composição que vemos nos discos em torno de estrelas do tipo solar, onde dominam as moléculas que contêm oxigênio, como a água e o dióxido de carbono.

A seguir, a equipe pretende expandir o seu estudo a uma amostra maior de discos deste tipo em torno de estrelas de massa muito baixa, para desenvolver a sua compreensão de quão comuns ou exóticas são estas regiões de formação planetária terrestre ricas em carbono.

Um artigo foi publicado na revista Science. 

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

A última grande colisão da Via Láctea ocorreu há pouco tempo

A Via Láctea colidiu com muitas outras desde o seu nascimento.

© ESA (ilustração da Via Láctea e seu halo circundante de estrelas)

O telescópio espacial Gaia da ESA revela agora que a mais recente destas colisões ocorreu bilhões de anos mais tarde do que pensávamos. A Via Láctea cresceu com o passar do tempo, à medida que outras galáxias se aproximaram, colidiram e foram despedaçadas e consumidas pela nossa Galáxia. Cada colisão provocou "rugas" que ainda hoje se propagam por diferentes famílias de estrelas, afetando a maneira como se movem e se comportam no espaço. 

Um dos objetivos do Gaia é desvendar a história da Via Láctea através do estudo destas "rugas", algo que está fazendo ao identificar as posições e movimentos de mais de 100.000 estrelas próximas, uma pequena fração dos cerca de dois bilhões de fontes que observa. Estas "rugas" galácticas só foram descobertas pelo Gaia em 2018. Este estudo é o primeiro a determinar com exatidão o momento da colisão que originou as "rugas", comparando observações com simulações cosmológicas. 

O halo da Via Láctea contém um grande grupo de estrelas com órbitas incomuns, muitas das quais se pensa terem sido adotadas pela nossa Galáxia durante um acontecimento chamado de "última grande fusão". Tal como o nome sugere, esta foi a última vez que a Via Láctea sofreu uma colisão significativa com outra galáxia, que se propõe ser uma galáxia anã massiva que inundou a nossa Galáxia com estrelas que passam muito perto do Centro Galáctico. 

Os cientistas tinham datado esta fusão há 8 a 11 bilhões de anos atrás, quando a Via Láctea estava na sua infância, e é conhecida como Gaia-Salsicha-Encélado (ou GSE). Mas os dados do Gaia - parte da terceira divulgação de dados do telescópio em 2022 - sugerem agora que outra fusão pode ter originado as estrelas com um movimento incomum. Para que as "rugas" das estrelas sejam tão claras como aparecem nos dados do Gaia, devem ter-se juntado a nós há menos de três bilhões de anos, pelo menos cinco bilhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente. 

A descoberta sugere que, em vez destas estrelas terem origem na antiga fusão GSE, devem ter vindo de um acontecimento mais recente, designado por Fusão Radial de Virgem, que teve lugar há menos de três bilhões de anos. Há evidências de que a fusão GSE teve lugar num passado longínquo da história da Via Láctea. No entanto, trabalhos recentes têm questionado se uma fusão massiva antiga é de fato necessária para explicar as propriedades da Via Láctea tal como a vemos hoje, e se todas as estrelas originalmente associadas à GSE são provenientes do mesmo evento de fusão. 

É provável que a Fusão Radial de Virgem tenha trazido consigo uma família de outras pequenas galáxias anãs e aglomerados estelares, que se terão juntado à Via Láctea mais ou menos no mesmo momento. Explorações futuras revelarão quais destes pequenos objetos, que se pensava estarem relacionados com uma antiga GSE, estão na realidade relacionados com a mais recente Fusão Radial de Virgem. 

Esta descoberta junta-se a uma série de resultados do Gaia que estão reescrevendo a história do nosso lar cósmico. O telescópio espacial está numa posição única para explorar a miríade de estrelas nos nossos céus e, até à data, compilou um conjunto de dados inigualável sobre as posições, distâncias e movimentos de cerca de 1,5 bilhões de estrelas. Esta descoberta melhora o que sabemos sobre os muitos acontecimentos complicados que moldaram a Via Láctea, ajudando-nos a compreender melhor como as galáxias se formam e são moldadas.

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

Fonte: ESA

Estrela de nêutrons em rotação lenta que quebra todas as regras

Cientistas australianos da Universidade de Sydney e da agência nacional de ciência da Austrália, CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), detectaram o que é provavelmente uma estrela de nêutrons girando mais lentamente do que qualquer outra alguma vez medida.

© Carl Knox / OzGrav (ilustração do radiotelescópio ASKAP)

Nenhuma outra estrela de nêutrons emissora de rádio, das mais de 3.000 descobertas até agora, foi descoberta girando tão lentamente. É muito incomum descobrir uma candidata a estrela de nêutrons que emite pulsos de rádio desta forma. 

Isto fornece novos conhecimentos sobre os complexos ciclos de vida dos objetos estelares. No fim da sua vida, as grandes estrelas com cerca de 10 vezes a massa do Sol gastam todo o seu combustível e explodem num espetacular evento a que chamamos supernova. É criado um remanescente estelar tão denso que 1,4 vezes a massa do nosso Sol é compactada numa bola com apenas 20 quilômetros de diâmetro. A matéria é tão densa que os elétrons com carga negativa são esmagados em prótons de carga positiva e o que resta é um objeto constituído por trilhões de partículas de carga neutra. Nasce uma estrela de nêutrons. 

Dada a física extrema com que estas estrelas colapsam, as estrelas de nêutrons giram tipicamente a uma velocidade alucinante, levando apenas alguns segundos ou mesmo frações de segundo para girar completamente sobre o seu eixo. Agora, os astrônomos descobriram um objeto compacto que repete o seu sinal com um período relativamente lento de apenas uma hora. 

A descoberta foi feita utilizando o radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder) da CSIRO na Austrália Ocidental. O radiotelescópio ASKAP consegue ver uma grande parte do céu de uma só vez, o que significa que pode captar coisas que os pesquisadores nem sequer estão à procura. 

O ASKAP é um dos melhores telescópios do mundo para este tipo de investigação, uma vez que está constantemente analisando uma grande parte do céu, permitindo a detecção de quaisquer anomalias. A origem de um sinal com um período tão longo permanece um profundo mistério, embora dois tipos de estrelas sejam os principais suspeitos, as anãs brancas e as estrelas de nêutrons. 

O que é intrigante é a forma como este objeto apresenta três estados de emissão distintos, cada um com propriedades completamente diferentes dos outros. O radiotelescópio MeerKAT, na África do Sul, desempenhou um papel crucial na distinção entre estes estados. 

Embora uma anã branca isolada com um campo magnético extraordinariamente forte pudesse produzir o sinal observado, é surpreendente que nunca se tenham descoberto anãs brancas isoladas altamente magnéticas nas proximidades. Por outro lado, uma estrela de nêutrons com campos magnéticos extremos pode explicar de forma bastante elegante as emissões observadas. 

Apesar de uma estrela de nêutrons de rotação lenta ser a explicação provável, os pesquisadores disseram que não podem excluir a possibilidade de o objeto fazer parte de um sistema binário com uma estrela de nêutrons ou outra anã branca. Será necessária mais exploração para confirmar se o objeto é uma estrela de nêutrons ou uma anã branca. De qualquer forma, o objeto fornecerá informações valiosas sobre a física destes objetos extremos. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: University of Manchester

Planeta mantém atmosfera apesar da implacável radiação da sua estrela

Um exoplaneta raro, que deveria ter sido reduzido a rocha nua pela intensa radiação da sua estrela hospedeira, desenvolveu uma atmosfera inchada.

© R. Candanosa (ilustração do exoplaneta TIC 365102760 b)

Esta é a última de uma série de descobertas que obrigam os cientistas a repensar as teorias sobre a forma como os planetas envelhecem e morrem em ambientes extremos.

Apelidado de "Fênix" pela sua capacidade de sobreviver à energia radiante da sua estrela gigante vermelha, o planeta recém-descoberto ilustra a vasta diversidade dos sistemas solares e a complexidade da evolução planetária, especialmente no fim da vida das estrelas. 

O novo planeta pertence a uma categoria de mundos raros chamados "Netunos quentes", porque partilham muitas semelhanças com o gigante gelado mais exterior do Sistema Solar, apesar de estarem muito mais perto das suas estrelas hospedeiras e de serem muito mais quentes. 

Oficialmente designado TIC 365102760 b, o mais recente planeta inchado é surpreendentemente menor, mais velho e mais quente do que os cientistas pensavam ser possível. É 6,2 vezes maior do que a Terra, completa uma órbita em torno da sua estrela progenitora a cada 4,2 dias e está cerca de 6 vezes mais próximo dela do que Mercúrio está do Sol. Os planetas inchados são muitas vezes compostos por gases, gelo ou outros materiais mais leves que os tornam globalmente menos densos do que qualquer planeta do Sistema Solar. São tão raros que apenas cerca de 1% das estrelas os têm.

Devido à idade de Fênix e às suas temperaturas escaldantes, juntamente com a sua densidade inesperadamente baixa, o processo de despojamento da sua atmosfera deve ter ocorrido a um ritmo mais lento do que pensava ser possível. Estima-se também que o planeta é 60 vezes menos denso do que o "Netuno quente" mais denso descoberto até à data, e que não sobreviverá mais de 100 milhões de anos antes de começar a morrer ao espiralar para a sua estrela gigante.

As informações foram obtidas através da elaboração de um novo método para afinar os dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. O telescópio do satélite consegue detectar planetas de baixa densidade, uma vez que estes diminuem o brilho das suas estrelas hospedeiras quando passam à sua frente. Foram combinadas medições adicionais obtidas no Observatório W.M. Keck, em Maunakea, no Havaí, uma instalação que segue as pequenas oscilações das estrelas causadas pelos seus planetas em órbita. 

As descobertas podem ajudar os cientistas a melhor compreender a evolução de atmosferas como a da Terra. É previsto que, dentro de alguns bilhões de anos, o Sol se expandirá até se tornar uma estrela gigante vermelha, que inchará e englobará a Terra e os outros planetas interiores. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Johns Hopkins University

Efeito estereoscópico da lua Helena de Saturno

Pegue seus óculos vermelhos/azuis e flutue ao lado de Helene, pequena e gelada lua de Saturno.

© NASA / Cassini (Helene)

Apropriadamente chamada, Helene é uma lua troiana, assim chamada porque orbita em um ponto de Lagrange. Um ponto de Lagrange é uma posição gravitacionalmente estável perto de dois corpos massivos, neste caso Saturno e a lua maior Dione. Na verdade, Helene de formato irregular (cerca de 36 por 32 por 30 quilômetros) orbita no ponto Lagrange principal de Dione, enquanto a lua gelada Polydeuces segue no ponto Lagrange posterior de Dione.

Para qualquer combinação de dois corpos orbitais, existem cinco pontos de Lagrange, L1 a L5, todos no plano orbital dos dois grandes corpos. Os pontos de Lagrange L1, L2 e L3 estão na linha que passa pelos centros dos dois grandes corpos, enquanto L4 e L5 atuam cada um como o terceiro vértice de um triângulo equilátero formado com os centros dos dois grandes corpos. 

A lua Helene está no ponto de Lagrange L4 e Polideuces em L5. As luas vagam azimutalmente sobre os pontos de Lagrange, com Polideuces descrevendo os maiores desvios, movendo-se até 32° de distância do ponto Saturno-Dione no L5.

O anáglifo estéreo nítido foi construído a partir de duas imagens da Cassini captadas durante um sobrevoo próximo em 2011. Ele mostra parte do hemisfério de Helene voltado para Saturno salpicado de crateras e características semelhantes a ravinas.

Fonte: NASA

O desaparecimento do planeta natal de Spock

A possível detecção de um planeta em órbita de uma estrela que a franquia Star Trek tornou famosa atraiu entusiasmo e muita atenção quando foi anunciada em 2018.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração do planeta HD 26965 b)

Apenas cinco anos depois, o planeta parecia estar em terreno movediço quando outros pesquisadores questionaram a sua existência. Agora, medições de precisão utilizando um instrumento da NASA, instalado há alguns anos no topo de Kitt Peak, no estado norte-americano do Arizona, parecem ter devolvido o planeta Vulcan ainda mais definitivamente para o reino da ficção científica.

Dois métodos de detecção exoplanetária dominam todos os outros na busca contínua por novos mundos estranhos. O método de "trânsito", que analisa pequenas quedas na luz estelar quando um planeta atravessa a face da sua estrela, é responsável pela grande maioria das detecções. Mas o método da "velocidade radial" também tem acumulado uma boa parte das descobertas de exoplanetas. Este método é especialmente importante para sistemas com planetas que, do ponto de vista da Terra, não atravessam as faces das suas estrelas. Acompanhando mudanças sutis na luz estelar, os cientistas podem medir "oscilações" na própria estrela, à medida que a gravidade de um planeta em órbita a puxa para um lado e depois para outro. 

Para planetas muito grandes, o sinal de velocidade radial conduz majoritariamente à detecção inequívoca de planetas. Mas os planetas não tão grandes podem ser problemáticos. Até os cientistas que fizeram a detecção original e possível do planeta HD 26965 b  advertiram que poderia acabar por ser apenas perturbações estelares disfarçadas de planeta. Os pesquisadores relataram a existência de uma "super-Terra" - maior do que a Terra, menor do que Netuno - numa órbita de 42 dias em torno de uma estrela semelhante ao Sol, a cerca de 16 anos-luz de distância. 

A nova análise, que usa medições de velocidade radial de alta precisão ainda não disponíveis em 2018, confirma que a cautela sobre a possível descoberta era justificada. A má notícia vem de um instrumento conhecido como NEID, uma adição recente ao complexo de telescópios do Observatório Nacional de Kitt Peak. O NEID, tal como outros instrumentos de velocidade radial, baseia-se no efeito Doppler: mudanças no espectro de luz de uma estrela que revelam os seus movimentos oscilantes. 

Neste caso, a análise do suposto sinal do planeta em vários comprimentos de onda de luz, emitidos a partir de diferentes níveis da camada exterior da estrela, ou fotosfera, revelou diferenças significativas entre as medições individuais de comprimento de onda, ou seja, os seus desvios Doppler, e o sinal total quando todos foram combinados. Isto significa que, muito provavelmente, o sinal do planeta é realmente a cintilação de algo na superfície da estrela que coincide com uma rotação de 42 dias, talvez a agitação de camadas mais quentes e mais frias por baixo da superfície da estrela, chamada convecção, combinada com características da superfície estelar como manchas, que são regiões brilhantes e ativas. Ambas podem alterar os sinais de velocidade radial de uma estrela. 

Embora a nova descoberta, pelo menos para já, retire à estrela 40 Eridani A o seu possível planeta Vulcan, as notícias não são de todo más. A demonstração de medições de velocidade radial tão bem calibradas promete fazer distinções observacionais mais nítidas entre planetas reais e os abalos e agitações nas superfícies de estrelas distantes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: NASA

Primeira detecção de estrelas magnéticas para além da Via Láctea

Pela primeira vez foram detectados campos magnéticos em três estrelas massivas e quentes nas galáxias vizinhas da Via Láctea, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães.

© Webb (NGC 346)

Embora já tenham sido detectadas estrelas massivas magnéticas na nossa própria Galáxia, a descoberta de magnetismo nas Nuvens de Magalhães é especialmente importante porque estas galáxias têm uma forte população de jovens estrelas massivas. Isto proporciona uma oportunidade única para estudar estrelas em formação ativa e o limite superior da massa que uma estrela pode ter e permanecer estável.

O magnetismo é considerado um componente chave na evolução de estrelas massivas, com um impacto de longo alcance no seu destino final. São as estrelas massivas, inicialmente com mais de oito massas solares, que deixam para trás estrelas de nêutrons e buracos negros no final da sua evolução. 

Os observatórios de ondas gravitacionais têm observado eventos espetaculares de fusão destes sistemas compactos remanescentes. Além disso, estudos teóricos propõem um mecanismo magnético para a explosão de estrelas massivas, relevante para as explosões de raios gama, flashes de raios X e supernovas.

Os campos magnéticos estelares são medidos por espectropolarimetria. Para tal, regista-se a luz estelar polarizada circularmente e investigam-se as menores alterações nas linhas espectrais. No entanto, para atingir a precisão necessária nas medições da polarização, este método requer dados de alta qualidade. O método é extremamente ávido por fótons. Devido a estas condições, os espectropolarímetros convencionais de alta resolução e os telescópios menores não são adequados para tais exploraçõess. Por conseguinte, foi utilizado o espectropolarímetro de baixa resolução FORS2, que está montado num dos quatro telescópios de 8 metros do VLT (Very Large Telescope) do ESO. As tentativas anteriores de detectar campos magnéticos em estrelas massivas localizadas além da Via Láctea não tiveram êxito. Estas medições são complexas e dependem de vários fatores. 

O campo magnético que é medido com polarização circular é chamado campo magnético longitudinal e corresponde exclusivamente à componente do campo que aponta na direção do observador. É semelhante à luz proveniente de um farol, que é fácil de ver quando o feixe brilha na direção do observador. Como a estrutura do campo magnético nas estrelas massivas é geralmente caracterizada por um dipolo global com o eixo inclinado em relação ao eixo de rotação, a intensidade do campo magnético longitudinal pode ser zero nas fases de rotação quando o observador está olhando diretamente para o equador magnético da estrela em rotação. 

A detectabilidade do sinal de polarização também depende do número de características espectrais usadas para analisar a polarização. É preferível a observação de uma região espectral mais vasta com um maior número de características espectrais. Além disso, tempos de exposição mais longos são cruciais para registar espectros polarimétricos com uma relação sinal/ruído suficientemente elevada. 

Os astrônomos realizaram observações espectropolarimétricas de cinco estrelas massivas nas Nuvens de Magalhães. Em duas estrelas presumivelmente individuais com características espectrais típicas de estrelas massivas magnéticas da Via Láctea e num sistema binário massivo em interação ativa (Cl*NGC346 SSN7) localizado no núcleo da região de formação estelar mais massiva NGC 346, na Pequena Nuvem de Magalhães, conseguiram detectar campos magnéticos da ordem de kilogauss. 

Na superfície do nosso Sol, campos magnéticos tão fortes só podem ser detectados em pequenas regiões altamente magnetizadas, as manchas solares. As detecções de campos magnéticos nas Nuvens de Magalhães constituem a primeira indicação de que a formação de estrelas massivas se processa em galáxias com populações estelares jovens de forma semelhante à da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

Descoberto exoplaneta com tamanho entre o da Terra e de Vênus

Utilizando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e de muitas outras instalações, duas equipes internacionais de astrônomos descobriram um planeta com dimensões entre a Terra e Vênus a apenas 40 anos-luz de distância.

© NASA (ilustração de estrela anã vermelha e o exoplaneta Gliese 12 b)

Múltiplos fatores fazem do planeta um candidato adequado para um estudo mais aprofundado com o telescópio espacial James Webb. O TESS observa uma grande faixa do céu durante cerca de um mês de cada vez, registando as alterações de brilho de dezenas de milhares de estrelas a intervalos que vão de 20 segundos a 30 minutos. Captar trânsitos, quedas breves e regulares de brilho estelar provocadas pela passagem de mundos em órbita, é um dos principais objetivos da missão.

Embora ainda não se sabe se o planeta possui uma atmosfera, ele está sendo considerado como um exo-Vênus, com tamanho e energia recebidos da sua estrela semelhantes aos do nosso vizinho planetário no Sistema Solar.

A estrela hospedeira, chamada Gliese 12, é uma anã vermelha fria situada a quase 40 anos-luz de distância na direção da constelação de Peixes. A estrela tem apenas cerca de 27% do tamanho do Sol, com cerca de 60% da temperatura da superfície do Sol. O mundo recém-descoberto, chamado Gliese 12 b, completa uma órbita a cada 12,8 dias e é do tamanho da Terra ou ligeiramente menor, comparável a Vênus. Assumindo que não tem atmosfera, o planeta tem uma temperatura à superfície estimada em cerca de 42 graus Celsius. 

As relativamente pequenas massas e tamanhos das anãs vermelhas as tornam ideais para encontrar planetas do tamanho da Terra. Uma estrela menor significa um maior escurecimento em cada trânsito, e uma massa menor significa que um planeta em órbita pode produzir uma maior oscilação da estrela, conhecida como "movimento reflexo". Estes efeitos tornam os planetas menores mais fáceis de detectar. As luminosidades mais baixas das estrelas anãs vermelhas também significam que as suas zonas habitáveis, o intervalo de distâncias orbitais onde pode existir água líquida à superfície de um planeta, ficam mais perto delas. Isto faz com que seja mais fácil detectar planetas em trânsito dentro de zonas habitáveis em torno de anãs vermelhas do que em torno de estrelas que emitem mais energia. 

A distância que separa Gliese 12 e o novo planeta é apenas 7% da distância entre a Terra e o Sol. O planeta recebe 1,6 vezes mais energia da sua estrela do que a Terra recebe do Sol e cerca de 85% do que Vênus recebe. Gliese 12 b representa um dos melhores alvos para estudar se planetas do tamanho da Terra em órbita de estrelas frias podem reter as suas atmosferas, um passo crucial para avançar na compreensão da habitabilidade em planetas da Via Láctea. 

Pensa-se que as primeiras atmosferas da Terra e de Vênus foram removidas e depois reabastecidas por desgaseificação vulcânica e bombardeamentos de material residual do Sistema Solar. A Terra é habitável, mas Vênus não o é devido à sua completa perda de água.

Como Gliese 12 b está entre a Terra e Vênus em termos de temperatura, a sua atmosfera pode conduzir muito sobre os percursos de habitabilidade que os planetas tomam à medida que se desenvolvem. Um fator importante na manutenção de uma atmosfera é a atividade da sua estrela. As anãs vermelhas tendem a ser magneticamente ativas, o que resulta em frequentes e poderosas erupções de raios X. No entanto, as análises de ambas as equipas concluem que Gliese 12 não mostra sinais de comportamento extremo. 

Durante um trânsito, a luz da estrela hospedeira passa através de qualquer atmosfera. As diferentes moléculas de gás absorvem cores diferentes, pelo que o trânsito fornece um conjunto de impressões digitais químicas que podem ser detectadas por telescópios como o Webb. Para compreender melhor a diversidade das atmosferas e os desfechos evolutivos destes planetas, precisamos de mais exemplos como Gliese 12 b. 

Dois artigos foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: W. M. Keck Observatory

As galáxias em formação ativa no Universo primitivo

Pesquisadores, analisando dados do telescópio espacial James Webb da NASA, identificaram três galáxias que poderão estar se formando ativamente quando o Universo tinha apenas 400 a 600 milhões de anos.

© STScI (ilustração de uma galáxia em formação)

Os dados do Webb mostram que estas galáxias estão rodeadas de gás que podem ser  quase exclusivamente constituído de hidrogênio e hélio, os primeiros elementos a existir no cosmos. 

Os instrumentos do Webb são tão sensíveis que foram capazes de detectar uma quantidade incomum de gás denso em torno destas galáxias. Este gás acabará provavelmente por alimentar a formação de novas estrelas nas galáxias.

Nesta fase da história do Universo, as galáxias estão todas intimamente ligadas ao meio intergaláctico, com os seus filamentos e estruturas de gás pristino. Nas imagens do Webb, as galáxias parecem manchas vermelhas tênues, razão pela qual os dados adicionais, conhecidos como espectros, foram fundamentais para as conclusões dos astrônomos. Estes espectros mostram que a luz destas galáxias está sendo absorvida por grandes quantidades de gás hidrogênio neutro.  Este gás irá arrefecer, aglomerar-se e formar novas estrelas. 

O Universo era um lugar muito diferente várias centenas de milhões de anos após o Big Bang, durante um período conhecido como a Era da Reionização. O gás entre as estrelas e as galáxias era em grande parte opaco. O gás em todo o Universo só se tornou totalmente transparente cerca de um bilhão de anos após o Big Bang. As estrelas das galáxias contribuíram para aquecer e ionizar o gás à sua volta, fazendo com que o gás acabasse por se tornar completamente transparente. 

Ao fazer corresponder os dados do Webb a modelos de formação estelar, os pesquisadores descobriram também que estas galáxias têm sobretudo populações de estrelas jovens. Há ainda muitas outras questões a resolver. Onde, especificamente, está o gás? Quanto é que está localizado perto dos centros das galáxias ou na sua periferia? O gás é puro ou já está povoado por elementos mais pesados? 

O próximo passo é construir grandes amostras estatísticas de galáxias e quantificar em pormenor a prevalência e a proeminência das suas características. As descobertas foram possíveis devido ao levantamento CEERS (Cosmic Evolution Early Release Science) do Webb, que inclui espectros de galáxias distantes do instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), e foi lançado imediatamente para apoiar descobertas como esta como parte do programa ERS (Early Release Science) do Webb.

Este trabalho foi publicado na revista Science.

Fonte: Space Telescope Science Institute

As luzes de uma galáxia espiral barrada

A imagem mostra a ampla e extensa galáxia espiral NGC 4731 obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 4731)

A galáxia NGC 4731 está entre as galáxias do aglomerado de Virgem, na constelação de Virgem, e está localizada a 43 milhões de anos-luz da Terra. 

Esta imagem altamente detalhada foi criada usando seis filtros diferentes. A abundância de cores ilustra as nuvens ondulantes de gás da galáxia, as faixas escuras de poeira, as regiões de formação estelar rosa brilhante e, mais obviamente, a longa barra brilhante com braços arrastados. 

As galáxias espirais barradas superam as espirais regulares e as galáxias elípticas juntas, totalizando cerca de 60% de todas as galáxias. A estrutura da barra visível é o resultado do alinhamento das órbitas das estrelas e do gás na galáxia, formando uma região densa na qual as estrelas individuais entram e saem ao longo do tempo. Este é o mesmo processo que mantém os braços espirais de uma galáxia, mas é um pouco mais misterioso para as barras: as galáxias espirais parecem formar barras nos seus centros à medida que amadurecem, o que explica o grande número de barras que vemos hoje, mas também podem perdê-las à medida que a massa acumulada ao longo da barra se torna instável.

Os padrões orbitais e as interações gravitacionais dentro de uma galáxia que sustentam a barra também transportam matéria e energia para ela, alimentando a formação de estrelas. Na verdade, o programa de observação que estuda NGC 4731 procura investigar este fluxo de matéria nas galáxias. Além da barra, os braços espirais da NGC 4731 estendem-se muito além dos limites desta visão aproximada do Hubble. Pensa-se que os braços alongados da galáxia resultam de interações gravitacionais com outras galáxias próximas no aglomerado de Virgem.

Fonte: ESA

Medindo a rotação de um buraco negro supermassivo

Os astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da NASA e de outras instituições têm uma nova forma de medir a velocidade de rotação de um buraco negro, utilizando as consequências do seu abastecimento estelar.

© MIT (animação da rotação de buraco negro supermassivo)

O método usa um evento de perturbação de marés de um buraco negro, um momento de brilho intenso em que um buraco negro exerce marés sobre uma estrela próxima e a desfaz em pedaços. À medida que a estrela é perturbada pelas imensas forças de maré do buraco negro, metade da estrela é destruída, enquanto a outra metade é lançada em torno do buraco negro, gerando um disco de acreção intensamente quente de material estelar em rotação.

A equipa demonstrou que a oscilação do recém-criado disco de acreção é fundamental para determinar a rotação inerente ao buraco negro central. Num estudo, os astrônomos mediram a rotação de um buraco negro supermassivo próximo, seguindo o padrão de flashes de raios X que o buraco negro produziu imediatamente a seguir a um evento de perturbação de marés. Os flashes foram seguidos durante vários meses e determinou que eram provavelmente um sinal de um disco de acreção brilhante e quente que oscilava para trás e para a frente à medida que era empurrado e puxado pela rotação do próprio buraco negro. 

Ao rastrear a forma como a oscilação do disco se alterava ao longo do tempo, os cientistas puderam calcular o quanto o disco estava sendo afetado pela rotação do buraco negro e, por sua vez, a que velocidade o próprio buraco negro estava girando. A análise mostrou que o buraco negro girava a menos de 25% da velocidade da luz, relativamente lento, no que diz respeito aos buracos negros. 

Cada buraco negro tem uma rotação inerente que foi moldada pelos seus encontros cósmicos ao longo do tempo. Se, por exemplo, um buraco negro cresceu principalmente por acreção, breves instâncias em que algum material cai no disco, isso faz com que o buraco negro gire a velocidades bastante elevadas. Em contraste, se um buraco negro cresce principalmente por fusão com outros buracos negros, cada fusão pode tornar o processo mais lento, uma vez que a rotação de um buraco negro interfere na rotação do outro. Quando um buraco negro gira, arrasta consigo o espaço-tempo que o rodeia. 

Este efeito de arrasto é um exemplo da precessão de Lense-Thirring, uma teoria de longa data que descreve as formas como campos gravitacionais extremamente fortes, como os gerados por um buraco negro, podem puxar o espaço e o tempo circundantes. O efeito de arrasto de referenciais foi primeiramente derivado da teoria da relatividade geral em 1918 pelos físicos austríacos Joseph Lense e Hans Thirring. 

Normalmente, este efeito não seria óbvio à volta dos buracos negros, uma vez que os objetos massivos não emitem luz. Mas, nos últimos anos, os físicos propuseram que, em casos como o de um evento de perturbação de marés, ou TDE (sigla inglesa para "tidal disruption event"), os cientistas poderiam ter a hipótese de seguir a luz dos detritos estelares à medida que estes são arrastados, é possível obter a rotação do buraco negro. Em particular, durante um TDE, os cientistas preveem que uma estrela pode cair num buraco negro a partir de qualquer direção, gerando um disco de material branco e quente que pode estar inclinado, ou desalinhado, em relação à rotação do buraco negro. Quando o disco encontra a rotação do buraco negro, ele oscila à medida que o buraco negro o puxa para o alinhamento. Eventualmente, a oscilação diminui à medida que o disco se acomoda na rotação do buraco negro. Os cientistas previram que a oscilação do disco de um TDE deveria, portanto, ser uma assinatura mensurável da rotação do buraco negro.

Em fevereiro de 2020, os astrônomos detectaram AT2020ocn, um flash brilhante, emanando de uma galáxia a cerca de um bilhão de anos-luz de distância, que foi inicialmente detectado na banda óptica pelo ZTF (Zwicky Transient Facility). Nos dados ópticos, o clarão parecia ser o primeiro momento após um TDE. Sendo ambos brilhantes e relativamente próximos, suspeitou-se que o TDE poderia ser o candidato ideal para procurar sinais da oscilação do disco e possivelmente medir a rotação do buraco negro no centro da galáxia hospedeira.

A equipe descobriu que o telescópio NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) da NASA foi capaz de captar o TDE e de o observar continuamente durante meses. O NICER é um telescópio de raios X instalado na Estação Espacial Internacional que mede a radiação em torno de buracos negros e outros objetos gravitacionais extremos. Com a entrada em funcionamento de novos telescópios, como o Observatório Rubin, nos próximos anos, é previsto mais oportunidades para determinar a rotação dos buracos negros.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology