Anã branca devorando um objeto semelhante a Plutão

Na nossa vizinhança estelar próxima, uma estrela "queimada" está petiscando um fragmento de um objeto semelhante a Plutão.

© Caltech (anã branca rodeada por um grande disco de detritos)

Com a sua capacidade única no ultravioleta, o telescópio espacial Hubble conseguiu identificar esta refeição.

O remanescente estelar é uma anã branca com cerca de metade da massa do nosso Sol, mas que está densamente comprimida num corpo com o tamanho da Terra. Os cientistas pensam que a imensa gravidade da anã puxou e rasgou um gelado análogo de Plutão do equivalente ao Cinturão de Kuiper do sistema, um anel gelado de detritos que rodeia o nosso Sistema Solar.

Uma equipe internacional de astrônomos analisou a composição química do objeto condenado à medida que os seus pedaços caíam sobre a anã branca. Em particular, detectaram substâncias com baixo ponto de ebulição, incluindo carbono, enxofre, nitrogênio e um elevado teor de oxigênio que sugere a forte presença de água.

Utilizando o COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble, a equipe descobriu que os fragmentos eram compostos por quase dois-terços de gelo de água. O fato de terem detectado tanto gelo significava que os pedaços faziam parte de um objeto muito massivo que se formou muito longe, no gelado análogo ao Cinturão de Kuiper desse sistema estelar.

Utilizando dados do Hubble, os cientistas calcularam que o objeto era maior do que os cometas típicos e que pode ser um fragmento de um exo-Plutão. Detectaram também uma grande proporção de nitrogênio, a mais elevada alguma vez detectada em sistemas de detritos de anãs brancas.

A acreção destes objetos ricos em elementos voláteis, por anãs brancas, é muito difícil de detectar no visível. Estes elementos voláteis só podem ser detectados com a sensibilidade única do Hubble à luz ultravioleta. Na luz óptica, a anã branca pareceria comum. A cerca de 260 anos-luz de distância, a anã branca é uma vizinha cósmica relativamente próxima. No passado, quando era uma estrela semelhante ao Sol, seria de esperar que abrigasse planetas. Daqui a bilhões de anos, quando o nosso Sol chegar ao fim da sua vida e colapsar numa anã branca, os objetos do Cinturão de Kuiper serão atraídos pela imensa gravidade do remanescente estelar. 

A equipe espera usar o telescópio espacial James Webb para detectar características moleculares de voláteis, como vapor de água e carbonatos, observando esta anã branca no infravermelho. Ao estudar mais profundamente as anãs brancas, os cientistas podem compreender melhor a frequência e a composição destes eventos de acreção ricos em voláteis.

Os pesquisadores também estão acompanhando a recente descoberta do cometa interestelar 3I/ATLAS. Eles estão ansiosos para conhecer a sua composição química, especialmente a sua fração de água. 

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

Esta galáxia é espiral, elíptica ou nenhuma das duas?

A imagem do telescópio espacial Hubble apresenta uma galáxia difícil de categorizar.

© Hubble (NGC 2775)

A galáxia em questão é a NGC 2775, que fica a 67 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Câncer (O Caranguejo).

A NGC 2775 possui um centro liso e sem características, desprovido de gás, assemelhando-se a uma galáxia elíptica. Ela também possui um anel empoeirado com aglomerados estelares irregulares, como uma galáxia espiral. Qual é, então: espiral ou elíptica, ou nenhuma das duas?

Como só podemos observar a NGC 2775 de um ângulo, é difícil afirmar com certeza. Alguns pesquisadores classificaram a NGC 2775 como uma galáxia espiral devido ao seu anel de estrelas e poeira, enquanto outros a classificaram como uma galáxia lenticular.

Galáxias lenticulares têm características comuns tanto às galáxias espirais quanto às elípticas. Ainda não se sabe exatamente como as galáxias lenticulares se formam, e elas podem se formar de diversas maneiras. Galáxias lenticulares podem ser galáxias espirais que se fundiram com outras galáxias ou que praticamente esgotaram o gás formador de estrelas e perderam seus proeminentes braços espirais. Elas também podem ter começado mais parecidas com galáxias elípticas e, em seguida, acumulado gás em um disco ao seu redor.

Algumas evidências sugerem que a NGC 2775 se fundiu com outras galáxias no passado. Invisível nesta imagem do Hubble, a NGC 2775 possui uma cauda de gás hidrogênio que se estende por quase 100.000 anos-luz ao redor da galáxia. Essa cauda tênue pode ser o remanescente de uma ou mais galáxias que vagaram muito perto da NGC 2775 antes de serem esticadas e absorvidas. 

Se a NGC 2775 se fundiu com outras galáxias no passado, isso poderia explicar a estranha aparência da galáxia hoje. Uma imagem do Hubble de NGC 2775 foi divulgada anteriormente em 2020, veja em Galáxia espiral "floculenta". A nova versão adiciona observações de um comprimento de onda específico de luz vermelha emitida por nuvens de gás hidrogênio ao redor de estrelas jovens e massivas.

Fonte: ESA

Imenso jato estelar na periferia da nossa Via Láctea

Bem longe, no limite da nossa Galáxia, a Via Láctea, uma jovem estrela ainda em formação está enviando um comunicado de nascimento ao Universo sob a forma de um fogo de artifício.

© NASA (Sharpless 2-284)

Os gases sobreaquecidos que caem sobre a estrela massiva são lançados para o espaço ao longo do eixo de rotação da estrela e poderosos campos magnéticos confinam os jatos em feixes estreitos. O telescópio espacial James Webb testemunhou o espetáculo em luz infravermelha. Os jatos estão penetrando na poeira e no gás interestelares, criando detalhes fascinantes captados apenas pelo Webb. 

Estendendo-se por 8 anos-luz, o comprimento da erupção estelar é aproximadamente o dobro da distância entre o nosso Sol e o vizinho sistema Alpha Centauri. Os pesquisadores dizem que o tamanho e a força deste jato estelar em particular, conhecido como Sharpless 2-284 (Sh2-284), qualifica-o como raro. O jato atravessa o espaço a centenas de milhares de quilômetros por hora. A protoestrela central, com uma massa equivalente a dez vezes a massa solar, está localizada a 15.000 anos-luz de distância, nos confins da Via Láctea. 

Esta classe única de fogos de artifício estelares, designada por objetos de Herbig-Haro (HH), são jatos de plasma altamente colimados expelidos por estrelas em formação. Parte do gás em queda, que se acumula em torno da estrela central, é projetado ao longo do eixo de rotação da estrela, provavelmente sob a influência de campos magnéticos. Atualmente, já foram observados mais de 300 objetos de HH, mas principalmente em estrelas de baixa massa. Estes jatos em forma de fuso oferecem pistas sobre a natureza das estrelas em formação. A energia, a pequena espessura e as escalas temporais evolutivas dos objetos de HH servem para restringir os modelos do ambiente e das propriedades físicas do jovem objeto estelar que alimenta o fluxo.

A detecção fornece evidências de que os jatos de HH devem aumentar com a massa da estrela que os alimenta. Quanto mais massivo for o motor estelar que impulsiona o plasma, maior será o tamanho do jato. A detalhada estrutura filamentar do jato, captada pela nítida resolução infravermelha do Webb, é evidência de que o jato está atravessando poeira e gás interestelares. Isto cria nós separados, choques em arco e cadeias lineares. As pontas do jato, situadas em direções opostas, encapsulam a história da formação da estrela.

Originalmente, o material estava perto da estrela, mas ao longo de 100.000 anos as pontas foram-se propagando para fora, e o material por trás é um fluxo mais jovem. A uma distância do Centro Galáctico quase duas vezes superior à do nosso Sol, o protoaglomerado hospedeiro do voraz jato encontra-se na periferia da Via Láctea. No interior do aglomerado ainda estão se formando algumas centenas de estrelas. Estar perto da periferia galáctica significa que as estrelas são deficientes em elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio. Isto é medido como metalicidade, que aumenta gradualmente ao longo do tempo cósmico, à medida que cada geração estelar expulsa os produtos finais da fusão nuclear através de ventos e supernovas. A baixa metalicidade de Sh2-284 é um reflexo da sua natureza relativamente pristina, tornando-o um análogo local para os ambientes do Universo primitivo que também eram deficientes em elementos mais pesados.

Os jatos estelares, que são alimentados pela energia gravitacional liberada à medida que uma estrela cresce em massa, codificam a história da formação da protoestrela. As novas imagens do Webb dizem-nos que a formação de estrelas massivas nestes ambientes pode ocorrer através de um disco relativamente estável ao redor da estrela, o que é esperado nos modelos teóricos de formação estelar conhecidos como acreção do núcleo.

Há mais de 30 anos que os astrônomos discordam sobre a forma como as estrelas massivas se formam. Alguns pensam que uma estrela massiva requer um processo muito caótico, chamado acreção competitiva. No modelo de acreção competitiva, o material cai de muitas direções diferentes, de modo que a orientação do disco muda ao longo do tempo. O fluxo é lançado perpendicularmente, acima e abaixo do disco, e por isso também parece torcer e girar em direções diferentes. 

Onde há uma estrela massiva, pode haver outras nesta fronteira exterior da Via Láctea. Outras estrelas massivas podem ainda não ter atingido o ponto de disparar fluxos energéticos. Dados do ALMA (Atacama Large Millimeter Array), no Chile, também apresentados neste estudo, encontraram outro núcleo estelar denso que poderá estar numa fase anterior de construção.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Gás metano descoberto em Makemake

Uma equipe liderada pelo SwRI (Southwest Research Institute) anunciou a primeira deteção de gás no distante planeta anão Makemake, utilizando o telescópio espacial James Webb.

© NASA (Makemake)

Esta descoberta faz de Makemake apenas o segundo objeto trans-Netuniano, depois de Plutão, onde foi confirmada a presença de gás. O gás foi identificado como metano.

Makemake é um dos maiores e mais brilhantes mundos gelados para lá de Netuno, e a sua superfície é dominada por metano congelado. O telescópio Webb revelou agora que o metano também está presente na sua fase gasosa acima da superfície, uma descoberta que torna Makemake ainda mais fascinante. Isto mostra que Makemake não é um remanescente inativo do Sistema Solar exterior, mas um corpo dinâmico onde o gelo de metano ainda está evoluindo.

A emissão espectral observada do metano é interpretada como fluorescência excitada pelo Sol, que é a re-emissão da luz solar absorvida pelas moléculas de metano. Isto pode indicar uma atmosfera tênue em equilíbrio com os gelos à superfície. semelhante a Plutão, ou uma atividade mais transiente, como uma sublimação tipo cometa ou plumas criovulcânicas. Ambos os cenários são fisicamente plausíveis e consistentes com os dados atuais, dado o nível de ruído e a limitada resolução espectral das medições.

Com cerca de 1.430 km de diâmetro e dois-terços do tamanho de Plutão, Makemake tem sido uma fonte de interesse científico. As ocultações estelares sugeriam que não tinha uma atmosfera global substancial, embora não se pudesse excluir a existência de uma atmosfera fina. Entretanto, os dados infravermelhos de Makemake sugeriam anomalias térmicas intrigantes e características incomuns do seu gelo de metano, o que levantava a possibilidade de pontos quentes localizados na sua superfície e de potencial desgaseificação.

Embora a tentação de ligar as várias anomalias espectrais e térmicas de Makemake seja forte, estabelecer o mecanismo que conduz à atividade volátil continua sendo um passo necessário para interpretar estas observações num quadro unificado. As futuras observações do Webb, com maior resolução espectral, ajudarão a determinar se o metano provém de uma fina atmosfera vinculada ou de uma emissão semelhante à das plumas. 

Os melhores modelos apontam para uma temperatura do gás de cerca de 40 K (-233º C) e uma pressão à superfície de apenas cerca de 10 picobars, ou seja, 100 bilhões de vezes inferior à pressão atmosférica da Terra e um milhão de vezes mais tênue do que a de Plutão.

Se este cenário se confirmar, Makemake juntar-se-á ao pequeno punhado de corpos do Sistema Solar exterior onde as trocas superfície-atmosfera ainda hoje estão ativas. Outra possibilidade é que o metano está sendo liberado em erupções semelhantes a plumas.

Neste cenário, os modelos sugerem que o metano pode ser liberado a um ritmo de algumas centenas de quilogramas por segundo, comparável ao das vigorosas plumas de água na lua de Saturno, Encélado, e muito superior ao tênue vapor observado em Ceres.

A pesquisa mostra a ligação entre as observações do Webb e a detalhada modelação espectral, oferecendo novos conhecimentos sobre o comportamento de superfícies ricas em voláteis na região trans-Netuniana.

Um artigo foi aceito para publicação no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Southwest Research Institute

Detectada explosão de raios gama misteriosa

Os astrônomos detectaram uma explosão de raios gama que se repetiu várias vezes ao longo de um dia, um evento diferente de tudo o que já tinha sido observado anteriormente.

© ESO (explosão de raios gama GRB 250702B)

Descobriu-se que a fonte que deu origem a esta explosão de radiação poderosa se encontra fora da nossa Galáxia, tendo a sua localização sido identificada pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO).

As explosões de raios gama, são normalmente causadas pela destruição catastrófica de estrelas. No entanto, nenhum cenário conhecido consegue explicar completamente esta nova explosão agora observada, cuja verdadeira natureza permanece um mistério. As explosões de raios gama são as mais energéticas do Universo e têm origem em eventos catastróficos, como estrelas massivas que morrem em explosões poderosas ou são destruídas por buracos negros, entre outros. Geralmente duram entre alguns milésimos de segundos e alguns minutos, mas o sinal agora capturado, GRB 250702B, durou cerca de um dia, o que é 100 a 1.000 vezes mais longo do que a maioria das explosões de raios gama observadas até à data. Mais importante ainda, as explosões de raios gama nunca se repetem, uma vez que o evento que as produz é catastrófico.

O alerta inicial sobre esta explosão surgiu a 2 de Julho, proveniente do telescópio espacial de raios gama Fermi, da NASA. O Fermi detectou não apenas uma, mas três explosões vindas desta fonte ao longo de várias horas. Posteriormente, e em retrospectiva, descobriu-se que a fonte tinha estado ativa quase um dia antes, conforme observou a Sonda Einstein, um telescópio espacial de raios X da Academia de Ciências Chinesa em conjunto com a Agência Espacial Europeia (ESA) e o Instituto Max Planck de Física Extraterrestre.

Nunca se tinha visto uma explosão de raios gama tão longa e repetitiva. As observações forneceram apenas uma localização aproximada desta explosão de raios gama, a qual se encontrava na direção do plano da nossa Galáxia, uma região repleta de estrelas. Assim, a equipa recorreu ao VLT do ESO para identificar a fonte real dentro dessa área.

O tamanho e o brilho da galáxia hospedeira sugerem que esta pode estar localizada a alguns bilhões de anos-luz de distância da Terra, no entanto são necessários mais dados para refinar esta distância. A natureza do evento que deu origem a esta explosão de raios gama é ainda desconhecida.

Um dos cenários possíveis corresponde a uma estrela massiva colapsando sobre si mesma, um processo que libera enormes quantidades de energia. Alternativamente, uma estrela sendo dilacerada por um buraco negro poderá produzir uma explosão de raios gama com duração de um dia, mas para explicar outras propriedades observadas na explosão, é necessário ter uma estrela bastante incomum sendo destruída por um buraco negro ainda mais incomum.

Para saber mais sobre esta explosão de raios gama, a equipe tem monitorado os resultados da explosão com diferentes telescópios e instrumentos, incluindo o espectrógrafo X-shooter do VLT e o telescópio espacial James Webb.

Este trabalho foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Anel deformado de estrela moldado por planetas em evolução

Astrônomos, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), obtiveram a imagem de maior resolução até à data, revelando novos conhecimentos sobre a incomum e misteriosa arquitetura do disco de detritos que rodeia Fomalhaut, uma das estrelas mais brilhantes e mais estudadas da nossa vizinhança cósmica.

© NRAO (Fomalhaut rodeada por disco de detritos de brilho desigual)

Os discos de detritos são vastos cinturões de poeira e corpos rochosos, semelhantes ao cinturão de asteroides do nosso Sistema Solar, mas muito maiores. A excentricidade do disco de Fomalhaut tem fascinado os astrônomos há quase duas décadas.

Uma equipe internacional de pesquisadores, liderada por astrônomos do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian e da Universidade Johns Hopkins, descobriram agora que o disco de Fomalhaut não é apenas excêntrico, a sua excentricidade muda com a distância da estrela. Ao contrário de modelos anteriores que assumiam uma excentricidade uniforme, o novo modelo baseado em dados mostra que a forma do disco se torna menos esticada (ou menos excêntrica) quanto mais longe um segmento está de Fomalhaut. Esta morfologia é conhecida como um gradiente de excentricidade negativo.

Usando imagens de alta resolução do ALMA em comprimentos de onda de 1,3 mm, a equipe ajustou um novo modelo aos dados, que tem em conta o raio, a largura e as assimetrias do disco, com um modelo de anel excêntrico que pode alterar a sua excentricidade com a distância da estrela. O modelo que melhor se ajustava apontava para um declínio acentuado da excentricidade com a distância, tal como previsto pelas teorias dinâmicas sobre a forma como os planetas podem moldar os discos de detritos, mas ainda não observado em qualquer parte do Universo.

Este gradiente negativo fornece pistas sobre planetas escondidos, atualmente não vistos pelos astrônomos, em órbita de Fomalhaut. O novo modelo sugere que um planeta massivo orbitando no interior do disco de Fomalhaut pode ter esculpido o seu perfil de excentricidade no início da história deste sistema. A forma incomum do disco de detritos pode ter sido moldada na juventude do sistema, durante a fase de disco protoplanetário, e manteve-se assim durante mais de 400 milhões de anos, graças aos empurrões e à atração contínua deste planeta.

Embora a mudança de brilho do lado do pericentro do disco, o mais próximo da estrela, para o lado do apocentro, o mais afastado da estrela, entre os dados do JWST e do ALMA, fosse esperada, as mudanças precisas que medidas no brilho do disco e na largura do anel não podiam ser explicadas pelos modelos antigos. Comparando os modelos antigos e os novos, é possível interpretar melhor este disco e reconstruir a história e o estado atual deste sistema dinâmico.

A equipe partilhou o código do modelo de excentricidade desenvolvido para este estudo, para permitir que outros astrônomos o apliquem a sistemas semelhantes.

Foram publicados dois artigos nos periódicos The Astrophysical Journal e The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Novo método para detectar supernovas após explosão

As supernovas são enormes explosões que marcam a fase final da vida de uma estrela. Por serem repentinas e imprevisíveis, foram durante muito tempo difíceis de estudar, mas, atualmente os astrônomos podem descobrir supernovas quase diariamente.

© DSS / Chandra (SN 1572)

Composição de SN 1572 na constelação de Cassiopeia. Os dados de raios X do Chandra foram combinados com uma imagem óptica das estrelas no mesmo campo de visão pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Um novo estudo liderado pelo ICE-CSIC (Instituto de Ciencias Espaciales - Consejo Superior de Investigaciones Científicas), Espanha, apresenta um novo método para detectar supernovas horas depois de entrarem em erupção.

O estudo centra-se numa amostra de dez supernovas, utilizando observações do GTC (Gran Telescopio de Canarias). Mostra como protocolos específicos e um rápido acompanhamento telescópico podem captar os primeiros espectros destas explosões estelares, idealmente dentro de 48 horas, ou mesmo 24 horas após a sua primeira luz. Este avanço oferece uma oportunidade sem precedentes para estudar os momentos imediatamente a seguir à morte de uma estrela e torna a detecção rápida essencial para compreender as suas origens e evolução. 

As supernovas dividem-se em duas grandes categorias, determinadas pela massa da estrela progenitora. As supernovas termonucleares envolvem estrelas cuja massa inicial não excedia as oito massas solares. O estágio evolutivo mais avançado destas estrelas antes da supernova é a anã branca, objetos muito antigos que já não têm um núcleo ativo que produza calor. As anãs brancas podem permanecer em equilíbrio durante muito tempo, apoiadas por um efeito quântico chamado pressão de degeneração de elétrons. Se uma estrela deste tipo estiver localizada num sistema binário, pode sugar matéria da sua companheira. A massa extra aumenta a pressão interna até que a anã branca explode como uma supernova.

A segunda categoria de supernovas envolve estrelas muito massivas, com mais de oito massas solares. Brilham graças à fusão nuclear nos seus núcleos, mas quando a estrela queima átomos progressivamente mais pesados, até ao ponto em que a fusão deixa de produzir energia, o núcleo entra em colapso. Nesse momento, a estrela colapsa porque a gravidade deixa de ser contrabalançada; a rápida contração aumenta drasticamente a pressão interna desencadeia a explosão. 

As primeiras horas e dias após a explosão de uma supernova preservam pistas diretas sobre o sistema progenitor, informação que ajuda a distinguir modelos rivais da explosão, a estimar parâmetros críticos e a estudar o ambiente local. Historicamente, a obtenção destes dados iniciais era difícil porque a maioria das supernovas era descoberta dias ou semanas após a explosão. Os modernos levantamentos de campo amplo, cobrindo grandes faixas do céu e revisitando-as frequentemente, estão mudando esse quadro e permitindo descobertas em meras horas ou dias.

O estudo relata dez supernovas: metade termonucleares, metade de colapso do núcleo. A maior parte delas foi observada no prazo de seis dias após a explosão estimada e, em dois casos, no prazo de 48 horas. O protocolo começa com uma busca rápida de candidatos com base em dois critérios: o sinal luminoso deve estar ausente nas imagens da noite anterior e a nova fonte deve situar-se no interior de uma galáxia. Quando ambas as condições são satisfeitas, a equipe aciona o instrumento OSIRIS montado no GTC para obter um espectro.

O espectro da supernova mostra, por exemplo, se a estrela continha hidrogênio, o que significa que é uma supernova de colapso do núcleo. Conhecer a supernova nos seus primeiros momentos permite também procurar outros tipos de dados sobre o mesmo objeto, como a fotometria pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) e pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) que foram utilizados no estudo.

Essas curvas de luz mostram como o brilho aumenta na fase inicial; se forem vistas pequenas irregularidades, isso pode significar que outra estrela num sistema binário foi engolida pela explosão. Verificações adicionais cruzam dados de outros observatórios sobre a mesma zona do céu. Um programa espectroscópico de resposta rápida, bem coordenado com levantamentos fotométricos profundos, pode realisticamente recolher espectros um dia após a explosão, abrindo caminho para estudos sistemáticos das primeiras fases em grandes levantamentos futuros, como o LS4 (La Silla Southern Supernova Survey) e o LSST (Legacy Survey of Space and Time), ambos no Chile.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Cosmology and Astroparticle Physics.

Fonte: Institute of Space Sciences