Descoberto pulsar e estrela de hélio orbitando entre si

Astrônomos avistaram uma rara dupla cósmica: uma estrela de nêutrons que gira quase cem vezes por segundo, presa em uma órbita muito estreita com uma estrela semi-fragmentada.

© NASA (pulsar extrai material de sua companheira)

Os cientistas que encontraram a dupla afirmam que uma dessas estrelas engoliu a outra inteira e a cuspiu de volta. É a primeira descoberta de um pulsar de milissegundos com uma estrela companheira de hélio, um tipo de sistema há muito previsto por algumas teorias, mas nunca observado até agora.

Pulsares são estrelas de nêutrons que emitem feixes de radiação de seus polos; à medida que giram, esses feixes varrem a Terra, sendo registrados como breves picos por radiotelescópios. Pulsares de milissegundos, especificamente, são pulsares que giram centenas de vezes por segundo.

Este exótico sistema estelar foi descoberto em uma pesquisa realizada pelo Telescópio Esférico de Abertura de Quinhentos Metros (FAST) da China, o maior radiotelescópio de antena única do mundo. A equipe encontrou o pulsar, designado PSR J1928+1815, em maio de 2020 e o observou novamente no final daquele ano. 

O acompanhamento revelou que ele orbita um companheiro muito próximo, separado por aproximadamente a mesma distância que o Sol está da borda externa do cinturão de asteroides. Mas enquanto objetos no cinturão principal normalmente levam vários anos para orbitar o Sol, o pulsar recém-descoberto orbita seu companheiro em apenas 3,6 horas.

O sistema binário nasceu como duas estrelas regulares orbitando uma à outra, nada incomum em nossa galáxia, onde a maioria das estrelas faz parte de um sistema binário. Mas as estrelas evoluem; à medida que cada membro de um sistema binário queima seu combustível nuclear, ele passa por mudanças que podem afetar seu parceiro. Neste caso, a estrela mais pesada do par consumiu seu combustível mais rapidamente e explodiu em uma supernova, e o núcleo restante foi esmagado para formar uma estrela de nêutrons. Enquanto isso, a estrela mais leve envelheceu um pouco mais lentamente, inchando gradualmente. Como as duas estavam próximas, a estrela de nêutrons começou a sugar material de sua companheira, acelerando à medida que mais e mais material caía sobre ela. À medida que perdia massa, a gravidade que mantinha a companheira unida enfraquecia, então ela inchou ainda mais. O processo alterou as órbitas das estrelas, aproximando-as. Isso apenas acelerou o inchaço da estrela companheira, ela ficou tão grande que suas camadas externas engolfaram a estrela de nêutrons.

As estrelas estão destinadas a se fundir, formando um único objeto denso, ou explodir seus topos. À medida que a estrela de nêutrons atravessava o gás das camadas externas de sua companheira, o atrito desacelerava sua órbita, embora sua rotação estivesse sempre aumentando à medida que continuava a abocanhar material. Ela espiralou para dentro, transferindo energia para o gás circundante. Isso, juntamente com o aquecimento por atrito ajudou a injetar energia suficiente para explodir as camadas externas da estrela companheira ao longo de cerca de 1.000 anos, consumindo hidrogênio e restando principalmente o hélio que a estrela já havia fundido em seu centro.

Há um problema potencial com a descoberta. Existe uma lei física que diz que, se um sistema binário perde mais da metade de sua massa, o sistema se torna desvinculado. Quando a estrela mais massiva explodiu e se tornou uma estrela de nêutrons, isso provavelmente ejetou mais da metade da massa total do par, então as estrelas deveriam ter se afastado.

As explosões de supernovas que criam estrelas de nêutrons nem sempre explodem uniformemente, o que pode fazer com que as estrelas de nêutrons se dispersem em direções aleatórias. Nesse caso, esse impulso pode ter ocorrido para enviar a estrela de nêutrons em direção à sua companheira. Isso poderia explicar como o par permaneceu unido.

A estrela de hélio pode se expandir e doar ainda mais material para o pulsar, girando-o e emitindo raios X do material capturado. Se o pulsar aquecer sua companheira, poderá dissolvê-la. Ou o par pode se aproximar tanto que emita ondas gravitacionais de amplitudes detectáveis, ou seja, ondulações no espaço-tempo enquanto orbitam um ao outro. Isso desencadeia um efeito bola de neve, pois a emissão de ondas gravitacionais reduz a energia e o momento angular dos objetos, fazendo com que suas órbitas diminuam que as estrelas se fundirão.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Astronomy

Detectada a fusão de buracos negros mais massiva

A Colaboração LIGO-Virgo-KAGRA (LVK) detectou a fusão dos buracos negros mais massivos alguma vez observados através de ondas gravitacionais.

© Caltech (nova fusão de buracos negros)

A poderosa fusão produziu um buraco negro final com aproximadamente 225 vezes a massa do nosso Sol. O sinal, designado GW231123, foi detectado durante a quarta campanha de observação da rede LVK no dia 23 de novembro de 2023.

O LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) entrou para a história em 2015 quando fez a primeira detecção direta de ondas gravitacionais, ondulações no espaço-tempo. Nesse caso, as ondas emanavam de uma fusão de buracos negros que resultou num buraco negro final com uma massa 62 vezes superior à do nosso Sol. O sinal foi detectado conjuntamente pelos detectores gêmeos do LIGO, um localizado em Livingston, no estado norte-americano do Louisiana, e o outro em Hanford, Washington.

Desde então, a equipe do LIGO juntou-se a parceiros do detector Virgo, na Itália, e do KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detetor), no Japão, para formar a Colaboração LVK. Estes detectores observaram coletivamente mais de 200 fusões de buracos negros na sua quarta campanha, e cerca de 300 no total desde o início da primeira em 2015.

Até agora, a fusão de buracos negros mais massiva, produzida por um evento que teve lugar em 2021 chamado GW190521, tinha uma massa total de 140 vezes a do Sol. No evento mais recente, GW231123, o buraco negro de 225 massas solares foi criado pela coalescência de buracos negros com massas aproximadamente 100 e 140 vezes superiores à do Sol. Para além das suas massas elevadas, os buracos negros estão também girando rapidamente.

Buracos negros tão massivos são proibidos pelos modelos padrão de evolução estelar. Uma possibilidade é que os dois buracos negros deste par se tenham formado através de fusões anteriores de buracos negros mais menores.

A elevada massa e a rotação extremamente rápida dos buracos negros de GW231123 empurram os limites da tecnologia de detecção de ondas gravitacionais e os modelos teóricos atuais. A extração de informação precisa do sinal exigiu a utilização de modelos que têm em conta a intrincada dinâmica dos buracos negros em alta rotação, perto do limite permitido pela teoria da relatividade geral de Albert Einstein.

Os pesquisadores continuam aperfeiçoando a sua análise e melhorando os modelos utilizados para interpretar estes fenômenos extremos. Os detectores de ondas gravitacionais, como o LIGO, o Virgo e o KAGRA, foram concebidos para medir distorções minúsculas no espaço-tempo causadas por eventos cósmicos violentos. A quarta série de observações começou em maio de 2023, e as observações adicionais da primeira metade da campanha (até janeiro de 2024) serão publicadas no final do verão.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

A retração de um exoplaneta

De acordo com um novo estudo do observatório de raios X Chandra da NASA, um planeta bebê está diminuindo do tamanho de Júpiter, com uma atmosfera espessa, para um mundo pequeno e estéril.

© NASA (exoplaneta perdendo sua atmosfera)

Esta transformação está acontecendo à medida que a estrela hospedeira libera uma avalanche de raios X que está destruindo a atmosfera do jovem planeta a um ritmo descomunal.

O planeta, denominado TOI 1227 b, orbita uma estrela anã vermelha situada a cerca de 330 anos-luz da Terra. O TOI 1227 b está muito perto da sua estrela, a menos de 20% da distância a que Mercúrio orbita o Sol.

O novo estudo mostra que este exoplaneta tem apenas 8 milhões de anos. Em comparação, a Terra tem cerca de 4,5 bilhões de anos, ou seja, mais de 500 vezes mais velha. Este fato faz dele o segundo planeta mais jovem alguma vez observado a passar em frente da sua estrela hospedeira. Anteriormente, outros cientistas estimaram que o planeta tinha cerca de 11 milhões de anos.

Pesquisadores descobriram que os raios X da sua estrela estão bombardeando TOI 1227 b e rasgando a sua atmosfera a um ritmo tal que o planeta a perderá completamente dentro de cerca de um bilhão de anos. Neste momento, o planeta terá perdido uma massa total equivalente a cerca de duas massas terrestres, contra a atual massa de 17 vezes a da Terra.

A existência de vida é provavelmente impossível em TOI 1227 b, quer atualmente quer no futuro. O planeta está demasiado próximo da sua estrela para se enquadrar em qualquer definição de "zona habitável". A estrela que abriga TOI 1227 b, de nome TOI 1227, tem apenas cerca de um-décimo da massa do Sol e é muito mais fria e tênue no visível. No entanto, em raios X, TOI 1227 é mais brilhante do que o Sol. A massa de TOI 1227 b, embora não seja bem conhecida, é provavelmente semelhante à de Netuno, mas o seu diâmetro é três vezes maior do que o de Netuno, o que o torna semelhante em tamanho a Júpiter.

A equipe usou novos dados do Chandra para medir a quantidade de raios X da estrela que atingem o planeta. Usando modelos de computador dos efeitos destes raios X, concluíram que terão um efeito transformador, destruindo rapidamente a atmosfera do planeta. Estimam que o planeta está perdendo uma massa equivalente a uma atmosfera terrestre completa a cada 200 anos. O TOI 1227 b pode encolher para cerca de um-décimo do seu tamanho atual e perderá mais de 10% cento da sua massa.

Os pesquisadores utilizaram diferentes conjuntos de dados para estimar a idade de TOI 1227 b. Um método explorou medições do modo como a estrela hospedeira de TOI 1227 b se move no espaço, em comparação com populações próximas de estrelas com idades conhecidas. Um segundo método comparou o brilho e a temperatura da superfície da estrela com modelos teóricos de estrelas em evolução. De todos os exoplanetas que os astrônomos encontraram com idades inferiores a 50 milhões de anos, TOI 1227 b destaca-se por ter o ano mais longo e a massa mais baixa.

O artigo científico que descreve estes resultados foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Visto pela primeira vez o nascimento de um novo sistema solar

Pesquisadores internacionais identificaram, pela primeira vez, o momento em que planetas começaram se formar em torno de uma estrela que não o Sol.

© ALMA / Webb (estrela HOPS-315)

Na imagem em laranja vemos a distribuição do monóxido de carbono, que se afasta da estrela soprado por um vento em forma de borboleta; em azul, temos um jato estreito de monóxido de silício, também se afastando da estrela.

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do qual o Observatório Europeu do Sul (ESO) é parceiro, e do telescópio espacial James Webb (JWST), os astrônomos observaram a criação dos primeiros nódulos de matéria de formação planetária: minerais quentes que começam a solidificar-se.

Esta descoberta marca a primeira vez que um sistema planetário é identificado numa fase tão precoce da sua formação, ao mesmo tempo que abre uma janela para o passado do nosso próprio Sistema Solar.

Este sistema planetário recém nascido está surgindo em torno da HOPS-315, uma protoestrela situada a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra e que é uma análoga do início do nosso Sol. 

Os astrônomos observam frequentemente em torno destas estrelas discos de gás e poeira, os chamados "discos protoplanetários", que são os locais onde se formam novos planetas. Embora já tenham sido observados anteriormente discos jovens com planetas recém formados, massivos e semelhantes a Júpiter, sempre soubemos que as primeiras partes sólidas dos planetas, ou "planetesimais", têm de se formar em fases anteriores.

No nosso Sistema Solar, o primeiro material sólido a condensar-se em torno do Sol perto da atual localização da Terra encontra-se preso em meteoritos antigos. Os astrônomos datam estas rochas primordiais para determinar quando começou a formação do nosso Sistema Solar. Estes meteoritos estão cheios de minerais cristalinos que contêm monóxido de silício (SiO) e que podem condensar-se às temperaturas extremamente elevadas presentes nos discos planetários jovens. Com o tempo, estes sólidos recém condensados juntam-se, lançando as sementes para a formação de planetas à medida que ganham tamanho e massa. Os primeiros planetesimais de tamanho quilométrico do Sistema Solar, que cresceram e se tornaram planetas como a Terra ou o núcleo de Júpiter, formaram-se logo após a condensação destes minerais cristalinos.

Com esta nova descoberta, os astrônomos encontraram provas de que estes minerais quentes começam a condensar-se no disco protoplanetário da HOPS-315. Os resultados mostram que o SiO está presente em torno desta jovem estrela no seu estado gasoso, bem como no interior destes minerais cristalinos, sugerindo que começou agora a solidificar-se.

Para descobrir de onde vinham exatamente os sinais, a equipe observou o sistema com o ALMA no deserto chileno do Atacama. Com os dados obtidos, os foi possível determinar que os sinais químicos provem de uma pequena região do disco em torno da estrela, equivalente à órbita do cinturão de asteroides em torno do Sol. O disco da HOPS-315 é um ótimo análogo para estudar a nossa própria história cósmica.

Este trabalho será publicado num artigo na revista Nature.

Fonte: ESO

Objeto interestelar pode ser o cometa mais antigo

Um misterioso objeto interestelar, descoberto no início deste mês de julho, é provavelmente o cometa mais antigo alguma vez visto.

© ESA (órbitas do Sol e do objeto interestelar)

De acordo com os pesquisadores, possivelmente antecede o nosso Sistema Solar em mais de três bilhões de anos. O visitante "rico em água sob a forma de gelo", denominado 3I/ATLAS, é apenas o terceiro objeto interestelar conhecido alguma vez detectado passando pela nossa vizinhança do Sistema Solar e o primeiro a chegar até nós vindo de uma região completamente diferente da nossa Galáxia, a Via Láctea.

Poderá ter mais de sete bilhões de anos, segundo o astrônomo da Universidade de Oxford, Matthew Hopkins, que discutiu as suas descobertas no NAM (National Astronomy Meeting) da Real Sociedade Astronômica, em Durham, Inglaterra, e poderá ser o visitante interestelar mais notável até à data.

Ao contrário dos dois objetos anteriores que entraram no nosso Sistema Solar vindos de outras partes do cosmos, 3I/ATLAS parece estar viajando num percurso íngreme através da Galáxia, com uma trajetória que sugere que teve origem no "disco espesso" da Via Láctea, uma população de estrelas antigas que orbitam acima e abaixo do disco fino onde o Sol e a maioria das estrelas residem.

Todos os cometas não-interestelares, como o cometa Halley, formaram-se com o nosso Sistema Solar, por isso têm até 4,5 bilhões de anos. Mas os visitantes interestelares têm o potencial de ser muito mais antigos e, dos que são conhecidos até agora, este método estatístico sugere que 3I/ATLAS é muito provavelmente o cometa mais antigo já visto.

O objeto foi detectado pela primeira vez no dia 1 de julho de 2025 pelo telescópio ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) no Chile, quando se encontrava a cerca de 670 milhões de quilômetros do Sol.

A investigação prevê que, devido ao fato de 3I/ATLAS se ter provavelmente formado em torno de uma estrela antiga no disco espesso da Via Láctea, deverá ser rico em água sob a forma de gelo. Este é um objeto de uma parte da Galáxia que nunca vimos de perto. 

À medida que se aproxima do Sol, a luz solar vai aquecer a superfície de 3I/ATLAS e desencadear atividade cometária, ou seja, a liberação de vapor e poeira que cria uma cabeleira e uma cauda brilhantes. As primeiras observações já sugerem que o cometa está ativo e que é possivelmente maior do que qualquer um dos seus antecessores interestelares, 1I/'Oumuamua (detectado em 2017) e 2I/Borisov (2019).

Se confirmado, isto poderá ter implicações para o número de objetos semelhantes que os futuros telescópios, como o novo Observatório Vera C. Rubin, poderão detectar. Poderá também fornecer pistas sobre o papel que os antigos cometas interestelares desempenham na formação de estrelas e planetas em toda a Galáxia.

Alguns dos maiores telescópios do mundo já estão observando este novo objeto interestelar. A descoberta de 3I/ATLAS apanhou a equipe de surpresa. Aconteceu quando se preparavam para o início das operações de observação com o Observatório Vera C. Rubin, cujo modelo prevê a descoberta de 5 a 50 objetos interestelares.

As notícias mais recentes, especialmente logo após as primeiras imagens do Rubin, tornam o início das observações ainda mais excitante. O modelo, apelidado de Modelo Ōtautahi-Oxford, marca a primeira aplicação em tempo real de modelação preditiva a um cometa interestelar.

Para os interessados em vislumbrar 3I/ATLAS, deverá ser visível através de um telescópio amador de tamanho razoável, sob condições excelentes, até perto do final de setembro de 2025, depois do pôr do Sol, passando pelas constelações de Ofiúco, Escorpião, Balança. No mês de outubro estará demasiado perto do Sol, atingindo o periélio no dia 29 desse mês. Em novembro será novamente visível, passando agora para o céu antes do amanhecer. Em dezembro continuará se afastando do Sol e da Terra até deixar de ser observável no início de 2026.

Fonte: Royal Astronomical Society

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