Estrelas movem-se sob a ação de um conjunto de buracos negros

Omega Centauri é um grande aglomerado globular, contendo quase dez milhões de estrelas, na direção da constelação de Centauro, que tem sido estudado para compreender a sua cinemática estelar, os movimentos das suas estrelas sob a ação das forças gravitacionais que atuam sobre elas.

© Ève Barlier (conjunto de buracos negros no centro de aglomerado globular)

Uma equipe de pesquisa do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) divulgou um estudo que mostra que um grupo de buracos negros domina os movimentos da sua cinemática estelar. Este resultado pode ser alargado a algumas outras estruturas do Universo e contraria algumas afirmações anteriores sobre o papel dos buracos negros de baixa massa nos movimentos das estrelas dos aglomerados globulares. 

Foram realizados estudos cinemáticos extensivos para determinar a estrutura das galáxias e dos aglomerados de estrelas no Grupo Local, as galáxias mais próximas da Via Láctea. Este estudo específico incidiu sobre o aglomerado globular Omega Centauri, o maior aglomerado globular conhecido na Via Láctea. 

Uma questão muito discutida nos círculos astrofísicos atuais é se existe um buraco negro de massa intermediária neste aglomerado (ou seja, um buraco negro com uma massa entre algumas centenas e algumas centenas de milhares de vezes a massa do Sol) e, em caso afirmativo, quais os seus efeitos globais no aglomerado. 

O estudo do IAC parece ter esclarecido esta questão, ao descobrir que o que está afetando os movimentos internos das estrelas do aglomerado não é um buraco negro de massa intermediária, mas um conjunto de vários buracos negros de massa estelar, que se formam após o colapso de estrelas massivas no fim das suas vidas, e que são muito menores, cada um com uma massa inferior a algumas dezenas de massas solares. 

Esta descoberta abre um novo ponto de vista na observação dos diferentes tipos de buracos negros e do seu papel na evolução estelar. Até à data, é consensual que existem buracos negros supermassivos, com massas superiores a um milhão de massas solares, nos centros das galáxias; como o existente no centro da Via Láctea. Sabe-se também que existem buracos negros com massas muito inferiores, buracos negros de massa estelar, que foram bem observados na nossa Galáxia.

Sabemos que as grandes galáxias têm buracos negros nos seus centros, mas atualmente não sabemos ao certo se o mesmo acontece com as galáxias anãs. Pensa-se que Omega Centauri é uma pequena galáxia que se dividiu quando se fundiu com a Via Láctea. Isto fez com que os astrônomos procurassem um buraco negro central neste aglomerado, que poderia talvez explicar algumas das suas propriedades mais complicadas, o que constituiria um avanço significativo na nossa compreensão da sua formação e evolução. De fato, a existência de buracos negros de massa intermediária não é certa, porque até agora as observações só confirmaram a existência de buracos negros de massa estelar, até algumas dezenas de massas solares. 

A existência ou não existência de buracos negros de massa intermediária é importante porque são um elo em falta previsto pelos modelos de formação de buracos negros supermassivos. A questão da presença de um buraco negro de massa intermediária em Omega Centauri tem sido debatida há quase duas décadas, com uma série de estudos sugerindo a sua presença, com base na cinemática das suas estrelas. A questão de saber se contém um buraco negro de massa intermediária ou uma população de buracos negros de massa estelar e outros remanescentes estelares tem sido intensamente investigada, principalmente devido à possibilidade de Omega Centauri ser o resultado da fusão de uma galáxia anã com a Via Láctea.

Entre as novidades deste estudo está a utilização das acelerações dos pulsares como uma restrição adicional à cinemática do aglomerado. Os pulsares são estrelas de nêutrons que giram a uma frequência regular, emitindo um sinal com um período muito curto que podemos medir com muita precisão. Quando os pulsares fazem parte de uma galáxia, ou neste caso de um aglomerado globular, sofrem uma aceleração que podemos medir através das variações deste sinal periódico. Trata-se de uma manifestação do chamado efeito Doppler.

Este resultado mostra a eficácia desta nova metodologia que, usando cinemática estelar e observações de pulsares, com modelação extensiva, pode ser usada para explorar a estrutura de aglomerado estelares, estabelecendo um precedente promissor no contexto de um campo em rápido crescimento de observações e descobertas.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Estruturas em torno de um buraco negro recém-descoberto

O IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA ajudou os astrônomos a compreender melhor as formas das estruturas essenciais de um buraco negro, especificamente, o disco de material que gira em sua volta e a coroa, uma região de plasma em movimento.

© M. Novotná (ilustração do sistema binário com um buraco negro no centro)

Esta ilustração mostra a nave espacial IXPE, em baixo à esquerda do centro, observando à distância o recém-descoberto sistema binário Swift J1727.8-1613. No centro está um buraco negro rodeado por um disco de acreção, representado em amarelo e laranja, e uma coroa quente e instável, representada em azul. O buraco negro está sugando gás da sua estrela companheira, vista atrás do buraco negro como uma esfera vermelha. Jatos de partículas superaquecidas e em movimento rápido fluem de ambos os polos do buraco negro.

O buraco negro de massa estelar, que faz parte do sistema binário Swift J1727.8-1613, foi descoberto no verão de 2023 durante um evento de brilho incomum que o fez ofuscar brevemente quase todas as outras fontes de raios X. É o primeiro do seu gênero a ser observado pelo IXPE, uma vez que acompanhou o início, o pico e a conclusão de uma explosão de raios X como esta. Os cientistas afirmam que as descobertas fornecem novos conhecimentos sobre o comportamento e a evolução dos sistemas binários de raios X com buracos negros.

Até finais de 2023, o Swift J1727 permaneceu brevemente mais brilhante do que a Nebulosa do Caranguejo, a "vela" padrão de raios X utilizada para fornecer uma linha de base para unidades de brilho de raios X. Tais explosões não são incomuns em sistemas estelares binários, mas raramente ocorrem de forma tão intensa e tão perto daqui, a apenas 8.800 anos-luz da Terra. 

Os sistemas binários de raios X incluem tipicamente duas estrelas próximas em diferentes fases do seu ciclo de vida. Quando a estrela mais velha fica sem combustível, explode como supernova, deixando para trás uma estrela de nêutrons, uma anã branca ou um buraco negro. No caso de Swift J1727, a poderosa gravidade do buraco negro resultante retirou material da sua estrela companheira, aquecendo o material a quase 1 milhão de graus Celsius e produzindo uma vasta emissão de raios X. Esta matéria formou um disco de acreção e pode incluir uma coroa superaquecida. Nos polos do buraco negro, a matéria também pode escapar do sistema binário sob a forma de jatos relativistas. 

O IXPE, que tem ajudado a NASA e os pesquisadores a estudar todos estes fenômenos, é especialista em polarização de raios X, a característica da luz que ajuda a mapear a forma e a estrutura destas fontes de energia ultrapoderosas, iluminando o seu funcionamento interno mesmo quando estão demasiado distantes para serem vistas diretamente.

Descobertas semelhantes foram registadas no binário persistente do buraco negro Cygnus X-1, pelo que esta descoberta ajuda a verificar que a geometria é a mesma entre os sistemas eruptivos de curta duração. A equipe monitorou ainda a forma como os valores de polarização se alteraram durante o pico da erupção de Swift J1727. Estas conclusões coincidem com os resultados obtidos simultaneamente durante estudos de outras bandas de energia da radiação eletromagnética. Os dados de polarização de outro estudo indicaram que a geometria da coroa não se alterou significativamente entre o início e o fim do surto, apesar de o sistema ter evoluído e de o brilho dos raios X ter diminuído drasticamente no último estado energético.

Os resultados representam um avanço significativo na nossa compreensão das formas e estruturas variáveis do disco de acreção, da coroa e das estruturas relacionadas dos buracos negros em geral. O estudo também demonstra o valor do IXPE como ferramenta para determinar a forma como todos estes elementos do sistema estão ligados, bem como o seu potencial para colaborar com outros observatórios para observar mudanças súbitas e dramáticas no cosmos.

Foram publicados artigos nos periódicos The Astrophysical Journal e Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

Surpresas no campo do aglomerado da Teia de Aranha

Recorrendo ao telescópio espacial James Webb, uma equipe internacional de astrônomos descobriu novas galáxias no aglomerado da Teia de Aranha.

© ESA (distribuição das galáxias no aglomerado da Teia de Aranha)

Esta imagem mostra a distribuição das galáxias no aglomerado da Teia de Aranha, tal como observada pela câmara NIRCam (Near-InfraRed Camera) do Webb. As galáxias estão anotadas por círculos brancos e o conjunto de galáxias ligadas gravitacionalmente está identificado no centro da imagem. Uma seleção destas galáxias é apresentada como grandes planos individuais na parte inferior da imagem.

As suas características revelam o crescimento das galáxias nestas grandes "cidades" cósmicas, com a descoberta de que as interações gravitacionais nestas regiões densas não são tão importantes como se pensava anteriormente. 

Os astrônomos exploram as populações de galáxias e determinam as suas características físicas ao longo de estruturas em grande escala para melhor compreender a formação galáctica e a maneira como os seus ambientes moldam a sua configuração. 

O aglomerado da Teia de Aranha é um objeto bem estudado no Universo primitivo. A sua luz viajou mais de 10 bilhões de anos para chegar até nós e mostra-nos um aglomerado de galáxias em formação, composto por mais de uma centena de galáxias conhecidas. Com a utilização das capacidades do Webb, os astrônomos procuram agora compreender melhor este jovem aglomerado e revelar novas galáxias no seu interior. 

A luz infravermelha passa mais livremente através da poeira cósmica do que a luz visível, que é dispersa pela poeira. Como o Webb consegue ver muito bem no infravermelho, os cientistas usaram-no para observar regiões da Teia de Aranha que anteriormente estavam escondidas pela poeira cósmica, e para descobrir até que ponto esta poeira as obscurece.

O Webb permitiu a análise do gás hidrogênio utilizando um poderoso marcador de diagnóstico que não pode ser estudado a partir de observações terrestres. Isto permitiu a descoberta de novas galáxias fortemente obscurecidas pertencentes ao aglomerado e o estudo do seu grau de obscurecimento. Isto foi conseguido usando apenas cerca de 3,5 horas do tempo de observação do Webb.

Foi descoberto que os membros de galáxias previamente conhecidas (semelhantes às típicas galáxias formadoras de estrelas, como a nossa Via Láctea) não estão tão obscurecidos ou cheios de poeira como se esperava, o que também foi uma surpresa. Isto pode ser explicado pelo fato de o crescimento destas galáxias típicas não ser desencadeado principalmente por interações ou fusões de galáxias que induzem a formação estelar. Agora pensa-se que isto pode ser explicado pela formação de estrelas que é alimentada pela acumulação de gás em diferentes locais ao longo da estrutura de grande escala do objeto.

A equipe planeja estudar os novos membros do aglomerado de galáxias em mais pormenor e confirmar a sua existência com observações espectroscópicas utilizando o Webb.

Foram publicado dois artigos no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Descoberto um novo planeta no sistema Kepler-51

De acordo com uma nova pesquisa liderada por pesquisadores da Universidade do Estado da Pensilvânia, nos EUA, e da Universidade de Osaka, no Japão, um sistema planetário incomum, com três planetas conhecidos e de densidade ultrabaixa, tem pelo menos mais um outro planeta.

© STScI (ilustração dos exoplanetas que compõe o sistema Kepler-51)

A equipe propôs-se estudar Kepler-51 d, o terceiro planeta do sistema, com o telescópio espacial James Webb (JWST) da NASA, mas quase perdeu a oportunidade quando o planeta passou inesperadamente em frente da sua estrela duas horas mais cedo do que os modelos previam. 

Depois de examinarem dados novos e de arquivo de uma variedade de telescópios espaciais e terrestres, os pesquisadores descobriram que a melhor explicação é a presença de um quarto planeta, cuja atração gravitacional tem impacto nas órbitas dos outros planetas do sistema. 

Os três planetas anteriormente conhecidos que orbitam a estrela Kepler-51 têm aproximadamente o tamanho de Saturno, mas apenas algumas vezes a massa da Terra, resultando numa densidade semelhante à do algodão doce. Pensa-se que têm núcleos minúsculos e atmosferas enormes de hidrogênio e hélio, mas como estes estranhos planetas se formaram e como é que as suas atmosferas não foram destruídas pela intensa radiação da sua jovem estrela tem permanecido um mistério. 

Quando um planeta passa em frente, ou transita, a sua estrela quando visto da Terra, bloqueia alguma da luz estelar, causando uma ligeira diminuição no brilho. A duração e a quantidade desta diminuição dão pistas sobre o tamanho do planeta e outras características. Os planetas transitam quando completam uma órbita em volta da sua estrela, mas por vezes transitam uns minutos mais cedo ou mais tarde porque a gravidade de outros planetas no sistema os puxa. Estas pequenas diferenças são conhecidas como variações de tempo de trânsito e são incorporadas nos modelos para permitir prever com precisão quando os planetas vão transitar. 

Os pesquisadores afirmaram não ter razões para acreditar que o modelo de três planetas do sistema Kepler-51 fosse impreciso, e utilizaram com sucesso o modelo para prever o tempo de trânsito de Kepler-51 b em maio de 2023 e acompanharam-no com o telescópio do Observatório de Apache Point para o observar dentro do prazo. 

Quando os pesquisadores analisaram os novos dados do telescópio de Apache Point e do JWST, confirmaram que tinham captado o trânsito de Kepler-51 d, embora consideravelmente mais cedo do que o esperado. Só a adição de um quarto planeta explica esta diferença. Isto marca o primeiro planeta descoberto por variações de tempo de trânsito usando o JWST.

Para ajudar a explicar o que está acontecendo no sistema Kepler-51, os pesquisadores revisitaram dados anteriores de trânsito do telescópio espacial Kepler e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Também fizeram novas observações dos planetas interiores do sistema, incluindo com o telescópio espacial Hubble e o telescópio do Observatório Palomar, e obtiveram dados de arquivo de vários telescópios terrestres. 

Contando com um quarto planeta e ajustando os modelos também altera as massas esperadas dos outros planetas do sistema. De acordo com os pesquisadores, isto tem impacto em outras propriedades inferidas destes planetas e fornece informações sobre a maneira como se podem ter formado. No entanto, não é claro se Kepler-51 e é também um planeta deste gênero, porque não foi observado um trânsito de Kepler-51 e e, portanto, não podem calcular o seu raio ou densidade. 

Os planetas de densidade ultrabaixa são bastante raros e, quando ocorrem, tendem a ser os únicos num sistema planetário. Sendo que Kepler-51 e tem uma órbita de 264 dias, é necessário mais tempo de observação para obter uma melhor imagem dos impactos da sua gravidade, ou da de planetas adicionais, nos três planetas interiores do sistema. 

Os pesquisadores estão atualmente analisando o resto dos dados do JWST, que podem fornecer informações sobre a atmosfera de Kepler-51 d. O estudo da composição e de outras propriedades dos três planetas interiores pode também melhorar a compreensão de como os  planetas se formaram.

A descoberta do novo planeta é detalhada num artigo publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Pennsylvania State University

O que está por baixo das superfícies insípidas de Urano e Netuno?

Chuva de diamantes? Água superiônica?

© Quanta Magazine (vista interior de um planeta gigante gasoso)

Estas são apenas duas propostas que os cientistas planetários apresentaram para o que se encontra por baixo das espessas atmosferas azuladas de hidrogênio e hélio de Urano e Netuno, gigantes gelados do nosso Sistema Solar, mas superficialmente insípidos.

O cientista planetário Burkhard Militzer, da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA, propõe agora uma teoria alternativa, que os interiores destes dois planetas são constituídos por camadas e que as duas camadas, tal como o azeite e a água, não se misturam. Esta configuração explica perfeitamente os incomuns campos magnéticos dos planetas e implica que as teorias prévias acerca dos interiores provavelmente não são verdadeiras.

Ele defende que existe um oceano profundo de água logo abaixo das camadas de nuvens e, por baixo, um fluido altamente comprimido de carbono, nitrogênio e hidrogênio. As simulações em computador mostram que, sob as temperaturas e pressões do interior dos planetas, uma combinação de água (H2O), metano (CH3) e amônia (NH3) se separaria naturalmente em duas camadas, principalmente porque o hidrogênio seria espremido do metano e da amônia que constituem grande parte do interior profundo. Estas camadas imiscíveis explicariam porque é que nem Urano nem Netuno têm um campo magnético como o da Terra. Esta foi uma das descobertas surpreendentes acerca dos gigantes gelados do nosso Sistema Solar feitas pela missão Voyager 2 no final da década de 1980.Os planetas do tamanho de Urano e Netuno, os chamados planetas subnetuno, estão entre os exoplanetas mais comuns descobertos até à data. 

À medida que um planeta arrefece da sua superfície para baixo, o material frio e mais denso afunda-se, enquanto as manchas de fluido mais quente sobem como água fervendo, um processo chamado convecção. Se o interior for condutor de eletricidade, uma camada espessa de material em convecção gerará um campo magnético dipolar semelhante ao de um ímã em barra. O campo dipolar da Terra, criado pelo seu núcleo externo de ferro líquido, produz um campo magnético que vai do polo norte ao polo sul e é a razão pela qual as bússolas apontam para os polos. 

Mas a Voyager 2 descobriu que nenhum dos dois gigantes de gelo tem este campo dipolar, apenas campos magnéticos desorganizados. Isto implica que não há movimento convectivo de material, numa camada espessa, no interior profundo dos planetas. Para explicar estas observações, dois grupos de pesquisa distintos propuseram, há mais de 20 anos, que os planetas devem ter camadas que não se podem misturar, impedindo assim a convecção em grande escala e um campo magnético dipolar global. A convecção numa das camadas poderia, no entanto, produzir um campo magnético desorganizado. 

Mas nenhum dos grupos conseguiu explicar de que eram feitas estas camadas que não se misturam. Há dez anos, Militzer tentou repetidamente resolver o problema, utilizando simulações em computador de cerca de 100 átomos com as proporções de carbono, oxigénio, nitrogênio e hidrogênio refletindo a composição conhecida dos elementos do Sistema Solar primitivo. Com as pressões e temperaturas previstas para os interiores dos planetas, 3,4 milhões de vezes a pressão atmosférica da Terra e 4750 K, respectivamente, não conseguiu encontrar uma forma de formar camadas. Porém, no ano passado, com a ajuda da aprendizagem de máquina, conseguiu executar um modelo que simulava o comportamento de 540 átomos e, para sua surpresa, descobriu que as camadas se formam naturalmente à medida que os átomos são aquecidos e comprimidos.

Nota-se que uma camada é rica em água e a outra é rica em carbono, e em Urano e Netuno, é o sistema rico em carbono que está por baixo. A parte pesada fica em baixo e a parte mais leve fica em cima e não pode fazer qualquer convecção. A quantidade de hidrogênio espremido aumenta com a pressão e a profundidade, formando uma camada estratificada estável de carbono, nitrogênio e hidrogênio, quase como um polímero plástico. Enquanto a camada superior, rica em água, provavelmente realiza convecção para produzir o campo magnético desorganizado observado, a camada mais profunda, estratificada e rica em hidrocarbonetos, não pode. Quando modelou a gravidade produzida por um Urano e por um Netuno em camadas, os campos gravitacionais coincidiram com os medidos pela Voyager 2 há quase 40 anos. 

Militzer prevê que por baixo da atmosfera de Urano, com quase 5 mil quilômetros de espessura, se encontre uma camada rica em água com cerca de 8 mil quilômetros de espessura e, por baixo desta, uma camada rica em hidrocarbonetos, também com cerca de 8 mil quilômetros de espessura. 

O seu núcleo rochoso tem aproximadamente o tamanho do planeta Mercúrio. Apesar de Netuno ser mais massivo do que Urano, é menor em diâmetro, com uma atmosfera mais fina, mas com camadas igualmente espessas, ricas em água e hidrocarbonetos. 

Uma missão proposta pela NASA a Urano poderia também fornecer uma confirmação, se a nave espacial tiver a bordo um gerador de imagens Doppler para medir as vibrações do planeta. Um planeta em camadas vibraria a frequências diferentes das de um planeta em convecção. O próximo projeto é utilizar o modelo computacional para calcular a diferença entre as vibrações dos planetas.

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fonte: University of California

Encontrados os elétrons de raios cósmicos de maior energia

Usando um telescópio na Namíbia, astrônomos e físicos descobriram elétrons extremamente energéticos entre a chuva contínua de raios cósmicos, as partículas carregadas (principalmente prótons e elétrons) que vêm de fontes desconhecidas no Universo.

© Nahks Tr'Ehnl (partículas carregadas girando e saindo de um pulsar)

Alguns desses elétrons carregam três vezes mais potência do que pode ser criado pelo acelerador de partículas mais poderoso do mundo: o valor relatado de 40 TeV (tera elétron-volt) é um recorde entre elétrons de raios cósmicos. Esses elétrons de altíssima energia devem se originar em nossa própria vizinhança cósmica. 

Uma maneira de detectar raios cósmicos é procurando por flashes ultra breves e tênues de radiação Cerenkov, produzidos quando essas partículas interagem com a atmosfera da Terra. O High Energy Stereoscopic System (HESS), na Namíbia, é uma matriz de um "coletor de luz" de 28 metros e quatro de 12 metros que faz exatamente isso. O brilho de cada flash Cerenkov informa a energia da partícula de raio cósmico incidente, mas somente estudando estatisticamente grandes conjuntos de dados é possível discernir entre prótons e elétrons.

Os cientistas da colaboração HESS efetuaram uma análise estatística completa de 2.728 horas de dados obtidos entre 2003 e 2015. Eles excluíram áreas do céu como o plano da Via Láctea que contêm fontes conhecidas de raios gama, pois esses fótons energéticos também produzem radiação Cerenkov em nossa atmosfera. Os pesquisadores também usam simulações de computador elaboradas para modelar os processos na atmosfera e a resposta dos detectores do telescópio. 

Em energias cada vez mais altas, o número de partículas de raios cósmicos cai rapidamente, mas essa queda é muito mais acentuada para elétrons do que para prótons. Por volta de 20 TeV, os prótons já superam os elétrons por um fator de 100.000. Então, para medir elétrons de energia muito mais alta, a equipe deve primeiro se livrar do "fundo" dos prótons muito mais numerosos. No final, a equipe ficou com 265.574 eventos que são provavelmente causados ​​por elétrons de raios cósmicos, com energias entre 0,3 e 40 TeV. Os eventos também podem representar pósitrons, as antipartículas carregadas positivamente dos elétrons, já que o HESS não consegue discriminar entre os dois.

O que é interessante sobre os elétrons de alta energia é que eles devem ser produzidos por fontes “locais”, ou seja, dentro de no máximo alguns milhares de anos-luz. Isso ocorre porque quanto maior a energia de um elétron, mais rápido ele a perde por meio de interações com fótons ou campos magnéticos. Os remanescentes de supernovas ou nebulosas de vento pulsar são capazes de acelerar elétrons para energias da ordem de TeV. Mas, infelizmente, é impossível identificar fontes individuais desses raios cósmicos, uma vez que os campos magnéticos cósmicos desviam e embaralham os caminhos de partículas carregadas à medida que viajam pelo espaço. 

Algumas informações, no entanto, podem ser obtidas observando o espectro de elétrons: a maneira precisa em que o número de partículas cai com a energia. Acima de aproximadamente 1 TeV, a quantidade de elétrons cai muito mais rapidamente, uma quebra espectral relativamente acentuada que os pesquisadores sugerem que aponta para um pequeno número de fontes próximas, ou talvez até mesmo apenas uma. Se houvesse mais fontes, suas contribuições teriam manchado quaisquer características espectrais proeminentes. 

Instalações futuras como o Cerenkov Telescope Array (CTA), que está em construção no norte do Chile e nas Ilhas Canárias, podem revelar o que está acontecendo. O CTA fornecerá estatísticas muito melhores, o que torna muito mais fácil se livrar do fundo de prótons e raios gama.

Um artigo está sendo publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Sky & Telescope

Uma supernova auxilia desvendar o passado cósmico

Pesquisadores fizeram novas observações de uma supernova incomum, encontrando a explosão estelar mais pobre em metais alguma vez observada.

© Getty Images (ilustração de uma galáxia)

Esta rara supernova, designada 2023ufx, teve origem no colapso do núcleo de uma estrela supergigante vermelha, que explodiu nos arredores de uma galáxia anã próxima. 

Os resultados do estudo mostraram que as observações desta supernova e da galáxia em que foi descoberta têm uma baixa metalicidade, o que significa que não têm uma abundância de elementos mais pesados do que o hidrogênio ou o hélio. Uma vez que os metais produzidos nas supernovas informam as suas propriedades, incluindo a forma como as estrelas evoluem e morrem, aprender mais sobre a sua formação pode dizer aos astrônomos muito sobre o estado do Universo quando este começou, especialmente porque não havia essencialmente metais no momento do seu nascimento. 

As galáxias anãs, em particular, são análogas locais úteis às condições que os cientistas esperam encontrar no Universo primitivo. Graças a elas, embora as primeiras galáxias fossem pobres em metais, todas as galáxias grandes e brilhantes perto da Via Láctea tiveram muito tempo para que as estrelas explodissem e aumentassem o conteúdo de metais. O conteúdo metálico que uma supernova possui também influencia aspetos como o número de reações nucleares que pode ter ou o tempo que a sua explosão permanece brilhante. É também uma das razões pelas quais muitas estrelas de baixa massa correm ocasionalmente o risco de se transformarem em buracos negros. 

Normalmente, qualquer supernova pobre em metais seria provavelmente demasiado tênue para ser vista a partir da Via Láctea, devido à distância a que se encontra. Agora, graças ao advento de instrumentos mais potentes como o telescópio espacial James Webb, a detecção de galáxias distantes pobres em metais tornou-se exponencialmente mais fácil. "Não existem assim tantos locais pobres em metais no Universo próximo e, antes do JWST, era difícil encontrá-los. 

As novas observações desta supernova em particular revelaram que muitas das suas propriedades e comportamentos são nitidamente diferentes de outras supernovas em galáxias próximas. Por exemplo, esta supernova teve um período de brilho que se manteve estável durante cerca de 20 dias antes de diminuir, ao passo que o brilho das suas congêneres ricas em metais dura normalmente cerca de 100 dias. O estudo mostrou também que foi ejetada uma grande quantidade de material em movimento rápido durante a explosão, sugerindo que devia estar girando muito depressa quando explodiu. Este resultado implica que as estrelas pobres em metais e de rotação rápida devem ter sido relativamente comuns durante os primeiros tempos do Universo. 

De um modo geral, as observações lançam as bases para os astrônomos melhor explorarem a forma como as estrelas pobres em metais sobrevivem em diferentes ambientes cósmicos e podem mesmo ajudar alguns teóricos a modelar com maior precisão o comportamento das supernovas no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Ohio State University