Alguns pares estelares são formados por uma terceira estrela

Quando as anãs brancas, os remanescentes quentes de estrelas como o nosso Sol, são orbitadas de perto por outra estrela, por vezes roubam massa à sua companheira.

© Caltech (sistema triplo com variável cataclísmica)

A matéria roubada acumula-se na superfície da anã branca, desencadeando erupções chamadas "novas". Os teóricos há muito que previram como estas parcerias voláteis se formam, chamadas Variáveis Cataclísmicas (VCs), mas agora um novo estudo revela uma reviravolta surpreendente: em alguns casos, uma terceira estrela, que orbita mais longe do par primário, pode ser a razão pela qual o casal estelar se juntou.

Até agora, os cientistas acreditavam que as VCs se formavam a partir de um processo chamado evolução do invólucro comum, no qual as estrelas parceiras são aproximadas através de um invólucro de gás que as acomoda. Uma estrela envelhecida destinada a tornar-se uma anã branca expande-se numa gigante vermelha que engloba ambas as estrelas, criando um invólucro partilhado. O invólucro encurrala as duas estrelas, fazendo-as espiralar para dentro. Eventualmente, o invólucro é ejetado, deixando um par íntimo que se tornou suficientemente próximo para a anã branca roubar a massa da sua companheira.

Embora uma terceira estrela não tenha sido mencionada nestas descrições, a equipe perguntou-se se poderia estar envolvida. Afinal, raciocinaram, a dinâmica das estrelas triplas desempenha um papel importante em outros tipos de sistemas estelares. Para aprofundar a questão, os pesquisadores recorreram aos dados da missão Gaia da ESA, agora aposentada.

Ao analisar estas observações, identificaram 50 VCs em sistemas hierárquicos de três estrelas. Um sistema triplo hierárquico é aquele em que duas estrelas estão localizadas bastante perto uma da outra, enquanto a terceira está muito mais afastada e orbita o par primário.

Os resultados sugerem que pelo menos 10% de todas as VCs conhecidas fazem parte de sistemas triplos. Este valor era superior ao que seria de esperar se os trios não tivessem qualquer papel na formação das variáveis cataclísmicas, pelo que os pesquisadores decidiram saber mais através de simulações em computador. Realizaram as chamadas simulações de três corpos em 2.000 hipotéticos sistemas triplos; estas simulações aceleraram as interações gravitacionais do trio de estrelas, fazendo-as evoluir ao longo do tempo.

Em 20% das simulações de estrelas triplas, as VCs formaram-se sem o mecanismo tradicional de evolução de invólucro comum. Nestes casos, a terceira estrela influenciou o binário principal. A gravidade da terceira estrela faz com que as estrelas binárias tivessem uma órbita muito excêntrica, e isto força a estrela companheira a aproximar-se da anã branca. As forças de maré dissipam a energia e circularizam a órbita.

Em 60% das simulações, a estrela tripla ajudou a iniciar o processo de evolução do invólucro comum, aproximando as duas estrelas primárias o suficiente uma da outra para serem envolvidas no mesmo invólucro. Nos restantes 20% das simulações, as VCs formaram-se através da via tradicional de evolução do invólucro comum, que requer apenas duas estrelas.

Quando os pesquisadores tiveram em conta uma população realista de estrelas na nossa Galáxia, incluindo VCs que se sabe terem sido formadas a partir de apenas duas estrelas, os seus modelos teóricos previram que cerca de 40% de todas as variáveis cataclísmicas se formam em sistemas triplos. Este valor é mais elevado do que os 10% que observaram usando o Gaia porque, em muitos casos, as terceiras estrelas podem ser difíceis de ver ou ter-se desvinculado da VC.

Finalmente, os resultados das simulações permitiram fazer previsões acerca dos tipos de sistemas estelares triplos que teriam maior probabilidade de formar VCs. Especificamente, seria de esperar que os sistemas triplos começassem com configurações mais largas, de tal forma que o par unido e a terceira estrela estivessem separados por mais de 100 UA (Unidade Astronômica, que é a distância entre o Sol e a Terra).

Olhando para os dados do Gaia, verificou-se que as estrelas triplas com VCs apresentavam separações mais amplas do que os sistemas típicos.

Um artigo foi publicado no periódico Publications of the Astronomical Society of the Pacific.

Fonte: California Institute of Technology

O disco protoplanetário de uma estrela

Esta imagem conta a história de uma estrela solitária.

© ALMA (MP Mus)

Até há pouco tempo, os astrônomos pensavam que a estrela jovem MP Mus (PDS 66) se encontrava sozinha no Universo, rodeada apenas pelo gás e poeira que compõem o seu disco protoplanetário.

De modo geral, o material existente no interior de um disco protoplanetário condensa-se para formar novos planetas em torno da estrela, deixando grandes espaços vazios onde o gás e a poeira costumavam estar. Estas características são observadas em quase todos os discos, no entanto não se verificavam no da estrela MP Mus.

Quando os astrônomos observaram esta estrela pela primeira vez, com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), depararam-se com um disco aparentemente liso sem a presença de protoplanetas, como podemos ver na imagem da direita.

Uma equipe, liderada por Álvaro Ribas, astrônomo da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, voltou a observar a MP Mus com o ALMA em comprimentos de onda maiores, os quais sondam mais profundamente o disco protoplanetário. Estas novas observações, que podemos ver na imagem da esquerda, revelaram um espaço vazio e um anel que não tinham sido vistos anteriormente, sugerindo que a MP Mus pode afinal ter companhia.

Entretanto, Miguel Vioque, um astrônomo do ESO na Alemanha, estudava esta mesma estrela a partir de dados obtidos na missão Gaia da Agência Espacial Europeia (ESA). Vioque notou que a estrela oscilava. Após uma análise gravitacional aprofundada, e juntando o conhecimento das novas estruturas do disco reveladas pelo ALMA, os cientistas mostraram que este movimento de oscilação pode ser explicado pela presença de um exoplaneta gigante gasoso.

As duas equipes apresentaram os seus resultados em conjunto num novo artigo científico publicado na revista da especialidade Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Detalhes de uma "água-viva" cósmica

A cerca de 320 milhões de anos-luz de distância, uma galáxia atravessa seu aglomerado, deixando para trás filetes de gás onde novas estrelas começam a se formar.

© Hubble / ALMA (NGC 4858)

Uma imagem da galáxia NGC 4858 feita pelo telescópio espacial Hubble mostra os tentáculos estelares estendendo-se para o norte a partir do disco espiral barrado. O gás molecular frio na NGC 4858, observado pelo radiotelescópio ALMA com sua cauda interna em forma de "orelha de coelho", é mostrado em laranja.

No denso mar de galáxias que compõe o aglomerado, o gás quente no ambiente atravessa a galáxia viajante como vento, soprando seu gás sem perturbar suas estrelas. Esse tipo de galáxia é conhecido como "água-viva" devido à aparência ondulada das caudas gasosas.

Harrison Souchereau (Universidade de Yale) liderou observações usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), de 23 galáxias-água-viva em aglomerados próximos por meio do levantamento ALMA-JELLY. O ALMA não só consegue produzir imagens impressionantes das galáxias desmembradas, como também pode medir a velocidade do gás frio em suas caudas.

Observando a NGC 4858, uma galáxia no Aglomerado Coma, a equipe encontrou não apenas uma, mas duas caudas, chamadas de “orelhas de coelho”, que se originaram de uma colisão lateral com o vento contrário do aglomerado. Ao compreender o impacto da interação da galáxia com seu ambiente local, é esperado obter informações sobre como esses gigantes de estrelas, gás e poeira evoluem e continuam formando estrelas.

Quando as galáxias passam por um aglomerado de galáxias, muitas vezes deixam de atingir as outras galáxias. Mas o gás quente que permeia o aglomerado tem um efeito descomunal conhecido como redução da pressão de aríete. Mesmo em um dia sem vento, ao colocar a mão para fora da janela de um carro em movimento, você ainda sente um vento na mão, criado pelo seu próprio movimento, isso é pressão de aríete. 

A NGC 4858 viaja a 90.000 km/h pelo aglomerado de Coma. Foi medido brilhantes aglomerados azuis de luz estelar em suas grandes caudas de gás, indicando formação estelar recente. Como a pressão de impacto não é forte o suficiente para arrancar estrelas e gás, essas estrelas tiveram que nascer nas próprias caudas.

Para entender o impacto da pressão de aríete na galáxia sem o efeito da rotação, a equipe subtraiu a rotação da galáxia de suas observações. Isso deixou os movimentos no gás devido apenas à pressão de aríete. Estranhamente, a equipe descobriu que o gás na base da cauda estava se movendo na direção oposta ao que eles esperavam. Acredita-se que o gás pode, na verdade, ser um vento galáctico que agora está caindo de volta para o disco. A pressão de aríete primeiro empurra o gás para fora ao longo do lado do disco que está girando com o vento, onde pode ser removido com muito mais facilidade. Mas o gás também continua girando e, ao atingir o outro lado do disco, seu movimento vai contra a pressão do vento de impacto.

A equipe simulou galáxias em uma espécie de túnel de vento e observou um mecanismo semelhante emergir, especialmente para galáxias que atingem o vento de lado. Essa imagem pode surgir para galáxias sem qualquer tipo de estrutura espiral, mas NGC 4858 possui braços espirais fortes, sendo isso que produz as caudas em formato de orelhas de coelho.

As duas estruturas em formato de orelhas de coelho que são notadas nesta galáxia são provavelmente dois componentes inteiros de braços espirais que foram completamente removidos, e estão em diferentes estágios evolutivos. O recuo de gás frio para uma galáxia como esta nunca foi observado antes de forma tão clara e inequívoca.

Essa descoberta é apenas um dos resultados do levantamento ALMA-JELLY, que visa revelar como diferentes galáxias interagem com o ambiente cósmico mais amplo. O estudo das interações da NGC 4858 com seu ambiente fornece uma janela para algumas das condições mais extremas do Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Estrutura cósmica colossal descoberta em aglomerado de galáxias

Astrônomos descobriram a maior nuvem conhecida de partículas energéticas ao redor de um aglomerado de galáxias, abrangendo quase 20 milhões de anos-luz.

© NASA (aglomerado de galáxias PLCK G287.0+32.9)

Esta nova imagem composta, feita com raios X do Observatório de Raios X Chandra da NASA (azul e roxo), dados de rádio do radiotelescópio MeerKAT (laranja e amarelo) e uma imagem óptica do PanSTARRS (vermelho, verde e azul), mostra o aglomerado de galáxias PLCK G287.0+32.9.

A descoberta desafia teorias antigas sobre como as partículas permanecem energizadas ao longo do tempo. Em vez de ser energizada por galáxias próximas, esta vasta região parece ser energizada por ondas de choque gigantes e turbulência que se movem através do gás quente entre as galáxias.

Localizado a cinco bilhões de anos-luz da Terra, PLCK G287.0+32.9 é um enorme aglomerado de galáxias que tem despertado o interesse dos astrônomos desde sua primeira detecção em 2011. Estudos anteriores detectaram duas relíquias brilhantes, ondas de choque gigantes que iluminaram as bordas do aglomerado. Mas eles não detectaram a vasta e tênue emissão de rádio que preenche o espaço entre elas. Novas imagens de rádio revelam que todo o aglomerado está envolto em um tênue brilho de rádio, quase 20 vezes o diâmetro da Via Láctea, sugerindo que algo muito maior e mais poderoso está em ação.

Uma nuvem de partículas energéticas deste tamanho nunca foi observada neste aglomerado de galáxias ou em qualquer outro. O detentor do recorde anterior, Abell 2255, abrange aproximadamente 16,3 milhões de anos-luz.

Nas profundezas da região central do aglomerado, a equipe detectou um halo de rádio com aproximadamente 11,4 milhões de anos-luz de diâmetro, o primeiro de seu tamanho visto em 2,4 GHz, uma frequência de rádio onde halos deste tamanho geralmente não são visíveis. As descobertas levantam questões, pois fornecem fortes evidências da presença de elétrons de raios cósmicos e campos magnéticos estendidos até a periferia dos aglomerados. No entanto, ainda não está claro como esses elétrons se aceleraram em distâncias tão grandes. Halos de rádio muito extensos são geralmente visíveis apenas em frequências mais baixas porque os elétrons que os produzem perderam energia.

A descoberta oferece aos pesquisadores uma nova maneira de estudar os campos magnéticos cósmicos, uma das principais questões sem resposta na astrofísica, que pode ajudar os cientistas a entender como os campos magnéticos moldam o Universo em escalas maiores.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Detectado um "carrossel" planetário

Uma nova análise de dados antigos do Kepler revelou que um sistema planetário que se pensava não ter planetas tem, na verdade, dois planetas que orbitam a sua estrela num estilo único, como um carrossel à moda antiga.

© NASA (animação que mostra a dinâmica orbital do sistema KOI-134)

O sistema KOI-134 contém dois exoplanetas que orbitam a sua estrela de uma forma peculiar em dois planos orbitais diferentes, com um planeta exibindo uma variação significativa nos tempos de trânsito. Este é o primeiro sistema do gênero a ser descoberto. 

Há mais de uma década, os cientistas usaram o telescópio espacial Kepler da NASA para observar o sistema KOI-134 e pensaram que poderia ter um planeta em órbita, mas consideraram este candidato a planeta como um falso positivo, porque os seus trânsitos (ou passagens em frente da sua estrela) não estavam alinhados como esperado. Estes trânsitos eram tão anormais que o planeta foi de fato eliminado através de um sistema automatizado como um falso positivo antes de poder ser analisado mais profundamente.

No entanto, o empenho da NASA em partilhar abertamente os dados científicos significa que os pesquisadores podem constantemente rever observações antigas para fazer novas descobertas. Neste novo estudo, foram reanalisados os dados de KOI-134 obtidos pelo Kepler e confirmaram que é um sistema com dois planetas e uma dinâmica orbital muito interessante! 

Primeiro, o planeta "falso positivo", chamado KOI-134 b, foi confirmado como sendo um planeta ameno de tamanho semelhante a Júpiter. Através desta análise, foi descoberto que a razão pela qual este planeta escapou à confirmação anterior se deve ao motivo de sofrer as chamadas variações de tempo de trânsito (VTTs), ou seja, pequenas diferenças de um planeta em torno da sua estrela que podem "adiantar" ou "atrasar" o seu trânsito porque este está sendo empurrado ou puxado pela gravidade de outro planeta, o que também foi revelado neste estudo.

Estima-se que KOI-134 b transita pela sua estrela até 20 horas mais "tarde" ou mais "cedo", o que é uma variação significativa. É tão significativa que é a razão pela qual o planeta não foi confirmado nas observações iniciais. Como estas VTTs são causadas pela interação gravitacional com outro planeta, esta descoberta também revelou um irmão planetário: KOI-134 c. Ao estudar este sistema em simulações que incluem estas VTTs, foi descoberto que KOI-134 c é um planeta ligeiramente menor do que Saturno e mais próximo da sua estrela do que KOI-134 b.

O KOI-134 c escapou anteriormente à observação porque orbita num plano orbital inclinado, um plano diferente de KOI-134 b, e esta órbita inclinada impede o planeta de transitar pela sua estrela. Os dois planos orbitais destes planetas diferem em cerca de 15 graus, também conhecido como uma inclinação mútua de 15 graus, o que é significativa. Devido à interação gravitacional entre estes dois planetas, os seus planos orbitais também se inclinam para a frente e para trás. 

Outra característica interessante deste sistema planetário é algo chamado ressonância. Estes dois planetas têm uma ressonância de 2 para 1, o que significa que no mesmo tempo que um planeta completa uma órbita, o outro completa duas órbitas. Neste caso, KOI-134 b tem um período orbital de cerca de 67 dias, o que é o dobro do período orbital de KOI-134 c, que orbita a cada 33 a 34 dias.

Entre os planos orbitais separados que se inclinam para trás e para a frente, as VTTs e a ressonância, os dois planetas orbitam a sua estrela num padrão que se assemelha a dois pôneis de madeira se movendo para cima e para baixo num carrossel tradicional.

Realmente, este é o primeiro sistema planetário compacto descoberto que não é plano, tem uma VTT muito significativa e contém planos orbitais que se inclinam para a frente e para trás. Além disso, a maioria dos sistemas planetários não tem inclinações mútuas elevadas entre pares de planetas próximos. Para além de ser uma raridade, inclinações mútuas como esta também não são medidas com frequência devido a desafios no processo de observação.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: NASA

Refinando a massa do Aglomerado da Bala

O telescópio espacial James Webb focou-se recentemente no Aglomerado da Bala, fornecendo imagens altamente detalhadas que mostram uma maior abundância de galáxias extremamente tênues e distantes.

© Webb (região central do Aglomerado da Bala)

Usando as nítidas observações no infravermelho próximo desta região, os pesquisadores mapearam de forma mais completa o conteúdo dos aglomerados de galáxias em colisão. A imagem mostra a região central do Aglomerado da Bala, que é constituído por dois enormes aglomerados de galáxias. O vasto número de galáxias e estrelas em primeiro plano na imagem foi captado pelo telescópio espacial James Webb no infravermelho próximo. Os raios X brilhantes e quentes foram captados pelo observatório de raios X Chandra da NASA aparecendo em cor-de-rosa. O azul representa a matéria escura, que foi mapeada com precisão com as imagens detalhadas do Webb. 

Normalmente, o gás, a poeira, as estrelas e a matéria escura estão combinados em galáxias, mesmo quando estão ligados gravitacionalmente dentro de grupos maiores conhecidos como aglomerados de galáxias. O Aglomerado da Bala é incomum na medida em que o gás no interior do aglomerado e a matéria escura estão separados, fornecendo mais evidências a favor da matéria escura. A massa do Aglomerado da Bala foi medida com o maior conjunto de dados de lentes gravitacionais até à data, desde os núcleos dos aglomerados de galáxias até à sua periferia. As lentes gravitacionais permitem inferir a distribuição da matéria escura.

No total, a equipe mediu milhares de galáxias nas imagens do Webb para "pesar" com precisão a massa visível e invisível destes aglomerados de galáxias. Também mapearam e mediram cuidadosamente a luz coletiva emitida por estrelas que já não estão ligadas a galáxias individuais. Se estas estrelas não estiverem ligadas a galáxias, mas sim à matéria escura do aglomerado, poderá ser mais fácil determinar mais pormenores sobre a matéria invisível.

O aglomerado galáctico à esquerda tem uma área assimétrica e alongada de massa ao longo da margem esquerda da região azul, o que é uma pista que aponta para fusões anteriores nesse aglomerado. A matéria escura não emite, reflete ou absorve luz, e as descobertas indicam que a matéria escura não mostra sinais de autointeração significativa. Se a matéria escura se autointeragisse nas observações do Webb, seria visto um desvio entre as galáxias e a respectiva matéria escura. À medida que os aglomerados de galáxias colidiam, o seu gás foi arrastado e deixado para trás, o que os raios X confirmam. As observações do Webb mostram que a matéria escura continua alinhada com as galáxias, e não foi arrastada.

Embora medições anteriores com outros telescópios também tenham identificado massa invisível para além da massa das galáxias, era ainda possível que a matéria escura pudesse interagir consigo própria até certo ponto. Estas novas observações colocam limites mais fortes no comportamento das partículas de matéria escura. Os novos aglomerados estranhos e a linha alongada de massa que foi identificado podem significar que o Aglomerado da Bala foi produzido por mais do que uma colisão de aglomerados de galáxias há bilhões de anos.

O aglomerado maior, que agora se situa à esquerda, pode ter sofrido uma pequena colisão antes de embater no aglomerado de galáxias agora à direita. O mesmo aglomerado maior pode também ter sofrido depois uma interação violenta, causando um abalo adicional do seu conteúdo.

Num futuro próximo, os pesquisadores terão também imagens expansivas no infravermelho próximo pelo telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA, que deverá ser lançado em maio de 2027. Com este telescópio serão obtidas estimativas completas da massa de todo o Aglomerado da Bala, o que permitirá recriar a colisão real em computadores. O Aglomerado da Bala encontra-se na direção da constelação de Quilha, a 3,8 bilhões de anos-luz da Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute