Galáxia espiral na constelação de Hidra

A imagem da galáxia espiral obtida pelo telescópio espacial Hubble é a NGC 3285B, que reside a 137 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Hidra.

© Hubble (NGC 3285B)

Hidra possui a maior área entre as 88 constelações que cobrem todo o céu em uma colcha de retalhos celeste. É também a constelação mais longa, estendendo-se por 100 graus. Seriam necessárias quase 200 Luas cheias, colocadas lado a lado, para alcançar de um lado a outro da constelação. A NGC 3285B é membro do aglomerado de Hidra I, um dos maiores aglomerados de galáxias do Universo próximo.

Aglomerados de galáxias são coleções de centenas a milhares de galáxias ligadas umas às outras pela gravidade. O aglomerado de Hidra I é ancorado por duas galáxias elípticas gigantes em seu centro. Cada uma dessas galáxias tem cerca de 150.000 anos-luz de diâmetro, o que as torna cerca de 50% maiores que a Via Láctea.

A NGC 3285B situa-se na periferia do seu aglomerado, longe das galáxias massivas do centro. Esta galáxia chamou a atenção do Hubble por ter hospedado uma supernova do Tipo Ia em 2023. As supernovas do Tipo Ia ocorrem quando um tipo de núcleo estelar condensado, chamado anã branca, detona, desencadeando uma explosão repentina de fusão nuclear que brilha brevemente cerca de 5 bilhões de vezes mais que o Sol. A supernova, denominada SN 2023xqm, é visível aqui como um ponto azulado na borda esquerda do disco da galáxia.

O telescópio espacial Hubble observou NGC 3285B como parte de um programa de observação que teve como alvo 100 supernovas do Tipo Ia. Ao observar cada uma dessas supernovas em luz ultravioleta, óptica e infravermelha próxima, os pesquisadores pretendem destrinchar os efeitos da distância e da poeira, que podem fazer com que uma supernova pareça mais vermelha do que realmente é. Este programa ajudará a refinar medições de distância cósmica que dependem de observações de supernovas do Tipo Ia.

Fonte: ESA

Aglomerado da Borboleta

O sexto objeto no famoso catálogo de Charles Messier de coisas que não são cometas, Messier 6 (M6) é um aglomerado estelar aberto.

© Xinran Li (M6)

Este aglomerado estelar é constituído por um conjunto de cerca de 100 estrelas, todas com aproximadamente 100 milhões de anos de idade. 

Ele situa-se a cerca de 1.600 anos-luz de distância, em direção à Via Láctea central, na constelação de Escorpião. Também catalogado como NGC 6405, o belo contorno do aglomerado estelar sugere seu apelido popular, Aglomerado da Borboleta.

O primeiro astrônomo a registrar a existência do aglomerado foi o italiano Giovanni Battista Hodierna em 1654. Entretanto, o astrônomo americano Robert Burnham, Jr. argumenta que o astrônomo Ptolomeu, no século I, observou o aglomerado enquanto observava outro objeto vizinho, o Aglomerado de Ptolomeu. O astrônomo francês Charles Messier catalogou o aglomerado M6 em 1764.

Cercado pela emissão avermelhada difusa do gás hidrogênio da região, as estrelas do aglomerado, em sua maioria quentes e, portanto, azuis, estão próximas ao centro deste instantâneo cósmico colorido.

Mas o membro mais brilhante do aglomerado é uma estrela gigante fria do tipo K. Designada BM Scorpii, ela brilha com uma tonalidade amarelo-alaranjada, vista perto da extremidade de uma das antenas da borboleta.

Este campo de visão telescópico abrange quase duas Luas Cheias no céu, ou seja, são 25 anos-luz à distância estimada de M6.

Fonte: NASA

Um buraco negro de colapso direto na Galáxia do Infinito

Pesquisadores descobriram uma rara dupla de galáxias e anéis que parece abrigar um buraco negro supermassivo formado por colapso direto, um processo semelhante ao que pode ter impulsionado o crescimento dos primeiros buracos negros supermassivos no Universo.

© Hubble / JWST (Galáxia do Infinito)

Para aprender mais sobre este estranho objeto, chamado Galáxia do Infinito por sua semelhança com o símbolo do infinito, a equipe coletou dados do telescópio espacial Hubble, do telescópio Keck I, do observatório de raios-X Chandra e do Very Large Array.

O retrato em vários comprimentos de onda resultante permitiu à equipe ponderar os dois núcleos, mostrando que eles são massivos, contendo estrelas de 80 bilhões e 180 bilhões de massas solares, e extremamente compactos.

Os novos dados também revelaram que a nuvem de gás entre os núcleos contém um buraco negro de 1 milhão de massas solares. Os núcleos, os anéis e o gás entre eles parecem ser o resultado de duas galáxias de disco que se chocaram, formando um par de galáxias em anel em colisão. Para atingir a forma do símbolo do infinito, as galáxias devem ter se encontrado de frente, formando dois sistemas paralelos de núcleo e anéis que vemos de um ângulo de cerca de 40º. Quando as galáxias colidiram, parte do gás delas teria sido arrancado, ficando emaranhado no vazio entre os dois núcleos.

Isso explica os núcleos, os anéis e o gás entre eles, mas de onde surgiu o buraco negro?

É possível que a posição do buraco negro entre os dois núcleos seja simplesmente uma coincidência, seja devido a um alinhamento casual com uma galáxia não relacionada que hospeda o buraco negro, ou porque o buraco negro acabou ali após ser ejetado de uma das galáxias envolvidas na colisão, ou mesmo de outra galáxia que se fundiu com a Galáxia do Infinito.

Os pesquisadores defendem uma explicação diferente, na qual a localização do buraco negro não é coincidência. Nesse cenário, as galáxias em colisão esmagaram uma nuvem de gás entre elas com tanta força que o gás condensado colapsou diretamente em um buraco negro. Estima-se que a colisão ocorreu há 50 milhões de anos e criou um buraco negro de 300.000 massas solares que posteriormente cresceu até sua massa atual de 1 milhão de massas solares.

O colapso direto foi proposto como a fonte das sementes de buracos negros supermassivos no Universo primordial. Observações futuras poderiam esclarecer se o buraco negro está realmente associado à Galáxia do Infinito, e análises preliminares de observações de acompanhamento com o telescópio espacial James Webb (JWST) mostram exatamente isso. Com o buraco negro agora definitivamente localizado dentro da Galáxia do Infinito, as evidências de colapso direto são reforçadas, embora mais trabalho seja necessário para investigar essa possibilidade.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

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