A gravidade remodela os campos magnéticos em aglomerados estelares

Astrônomos usando o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) captaram a imagem mais nítida até agora de como estrelas massivas se formam.

© NASA / Spitzer (NGC 6334)

Esta imagem do telescópio espacial Spitzer da NASA mostra uma região de formação estelar na nuvem molecular NGC 6334, também conhecida como Nebulosa da Pata de Gato. As cores correspondem à emissão em 3,6 micrômetros (azul), 4,5 micrômetros (verde) e 8 micrômetros (vermelho). Esta nuvem está ativamente formando estrelas massivas e está localizada na constelação de Escorpião, entre 4.200 e 5.500 anos-luz da Terra. Os dados do ALMA sobrepostos à imagem mostram detalhes de quatro áreas específicas que foram observadas (NGC6334I, NGC6334I(N), NGC6334IV e NGC6334V), revelando forças invisíveis de magnetismo e gravidade enquanto elas lutam e moldam a formação de estrelas nas profundezas da gigantesca nuvem molecular. A escala de cores nas imagens do ALMA representa a intensidade da emissão de poeira em um comprimento de onda de 1,3 mm e as linhas de cortina representam a orientação do campo magnético.

Ao ampliar a escala para apenas algumas vezes maiores que o nosso Sistema Solar, a equipe conseguiu observar pela primeira vez o cabo de guerra entre campos magnéticos e gravidade que ajuda as estrelas a tomarem forma nas profundezas de nuvens moleculares gigantes. A formação estelar ocorre quando a gravidade comprime o gás frio até que ele colapse sobre si mesmo. Mas esse colapso épico não é impulsionado apenas pela gravidade e, por décadas, os astrônomos debatem qual força de campos magnéticos ou gravitacional, domina o processo de formação estelar.

Enquanto os campos magnéticos e a turbulência começam resistindo fortemente à atração da gravidade, os campos magnéticos são gradualmente puxados para o alinhamento com o gás em queda quando a gravidade assume o papel de força motriz que molda a nuvem em colapso. Foi observado que a gravidade reorienta o campo magnético à medida que as nuvens colapsam, oferecendo novas pistas sobre como estrelas massivas e os aglomerados que elas habitam emergem do meio interestelar.

As observações também revelaram um padrão surpreendente: as orientações do campo magnético em nuvens moleculares não ocorrem aleatoriamente. Em vez disso, ocorrem principalmente de duas maneiras, às vezes alinhando-se com a direção da gravidade e às vezes perpendiculares a ela. O padrão é evidência de uma relação complexa e evolutiva entre essas duas forças cósmicas.

Compreender como as estrelas se formam é fundamental para quase todos os campos da astronomia, moldando tudo, desde as origens do Sol até a evolução das galáxias. A pesquisa traz nova clareza sobre as interações entre gravidade e campos magnéticos na formação de estrelas massivas e fornece aos cientistas novas ferramentas poderosas para testar e refinar teorias sobre os ciclos de vida de estrelas, planetas e nuvens moleculares.

As novas observações foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

As marés estão mudando para as anãs brancas

As anãs brancas são os remanescentes compactos de estrelas que pararam a combustão nuclear, um destino que acabará por acontecer ao nosso Sol.

© Lucy McNeill (ilustração do sistema binário J1539+5027)

A ilustração mostra o sistema binário J1539+5027, com um período orbital de 6,9 minutos, composto por uma anã branca aquecida pela maré (amarela) e por uma segunda anã branca companheira mais compacta (azul). Está prestes a iniciar a transferência de massa.

As anãs brancas são estrelas degeneradas extremamente densas porque a sua estrutura é não é intuitiva: quanto mais massivas possuem, menores são. As anãs brancas formam-se muitas vezes em sistemas binários, em que duas estrelas se orbitam uma à outra. A maior parte delas são antigas, mesmo para os padrões galácticos, e arrefeceram até temperaturas superficiais de cerca de 4000 Kelvin.

No entanto, estudos recentes revelaram uma classe de sistemas binários de curto período, em que as estrelas se orbitam uma à outra mais depressa do que uma vez por hora. Ao contrário dos modelos teóricos, estas estrelas incharam até ao dobro do tamanho esperado devido a temperaturas à superfície de 10 a 30 mil Kelvin.

Este fato inspirou uma equipe de pesquisadores a investigar a teoria das marés e a utilizá-la para prever o aumento de temperatura das anãs brancas em órbitas binárias de curto período. As forças de maré deformam frequentemente os corpos celestes em órbitas binárias, determinando a sua evolução orbital.

O aquecimento de maré tem tido algum sucesso na explicação das temperaturas de Júpiteres quentes e das suas propriedades orbitais com as suas estrelas hospedeiras. Mas, até que ponto pode o aquecimento de maré explicar as temperaturas das anãs brancas em binários de curto período?

Os pesquisadores construíram um quadro teórico que explica o aumento de temperatura das anãs brancas em binários de curto período. Esta estrutura é completamente generalizada, permitindo a previsão da evolução passada e futura da temperatura, bem como a evolução orbital de estrelas anãs brancas em sistemas binários.

Os resultados revelaram que as forças de maré podem influenciar fortemente a evolução de tais anãs brancas. Especificamente, a força de maré de uma anã branca pequena afeta o aquecimento interno da sua companheira maior, mas menos massiva, provocando a sua dilatação e aumentando a temperatura da sua superfície para, pelo menos, 10.000 Kelvin. Devido a esta dilatação, prevê-se que as anãs brancas devem ter tipicamente o dobro do tamanho previsto pela teoria quando começam a interagir, ou a transferir massa. Consequentemente, binários de anãs brancas com períodos curtos podem começar a interagir com períodos orbitais três vezes mais longos do que o previsto anteriormente.

Esperava-se que o aquecimento de maré aumentasse as temperaturas destas anãs brancas, mas é surpreendente a diminuição do período orbital das anãs brancas mais antigas quando os seus lóbulos de Roche entram em contato.

As anãs brancas em sistemas binários com períodos orbitais tão curtos acabam por interagir e emitir radiação gravitacional, e pensa-se que causam fenômenos astronómicos como supernovas do Tipo Ia e variáveis cataclísmicas.

No futuro, a equipe planeja aplicar a sua estrutura a sistemas binários com anãs brancas de carbono-oxigênio e potencialmente aprender sobre as progenitoras de explosões do Tipo Ia, prestando especial atenção nas temperaturas se favorecerem ou não o chamado cenário de dupla degenerescência ou fusão.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Kyoto University

O "batimento" magnético de uma estrela

Cientistas do Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam descobriram o intrincado "batimento" magnético de uma estrela distante notavelmente semelhante ao nosso Sol, mas muito mais jovem e mais ativa.

© NASA (estrela Iota Horologii em três momentos diferentes)

O campo magnético variável da estrela Iota Horologii visto na imagem em três momentos diferentes, mostrando uma dupla inversão de polaridade (ciclo magnético). É mostrada a componente radial do campo magnético, com a cor indicando a força e a polaridade do campo (vermelho = positivo, azul = negativo). Em média, o ciclo magnético da estrela completa-se a cada 2,1 anos.

Este estudo inovador, parte da campanha "Far Beyond the Sun", segue quase três anos de observações muito precisas e fornece a forma como estrelas como o nosso Sol geram os seus campos magnéticos, e como estes campos evoluem ao longo do tempo.

A estrela no centro desta pesquisa é Iota Horologii, apelidada de "ι Hor", localizada na constelação Horologium, o Relógio, no céu do hemisfério sul, a cerca de 56 anos-luz da Terra. Com cerca de 600 milhões de anos, muito mais jovem do que o nosso Sol, que tem 4,6 bilhões de anos, ι Hor gira mais depressa e apresenta uma atividade magnética muito mais vigorosa do que o Sol. 

Ao apontar o polarímetro HARPS do telescópio de 3,6 metros do ESO, no Observatório de La Silla, no Chile, para esta estrela, os pesquisadores do Instituto recolheram 199 noites de dados espectropolarimétricos ao longo de seis épocas de observação. Utilizando uma técnica avançada conhecida como ZDI (Zeeman Doppler Imaging), estas medições foram transformadas em 18 "mapas" distintos do campo magnético de grande escala de ι Hor, distribuídos por cerca de 140 rotações completas da estrela.

Estes mapas mostram como as características magnéticas aparecem, desaparecem e até invertem a polaridade, fenômenos que traçam os processos de dínamo profundamente enraizados no interior turbulento da estrela. Uma das descobertas mais notáveis é que ι Hor cumpre um ciclo magnético completo, equivalente ao ciclo de 22 anos do Sol, em pouco mais de 2 anos (cerca de 773 dias). Durante este período, os polos magnéticos norte e sul da estrela invertem-se, para depois voltarem a reverter-se, criando um "batimento" magnético rítmico muito mais rápido do que o do nosso Sol.

Talvez ainda mais excitante seja a criação dos primeiros "diagramas de borboleta magnética" para uma estrela que não a nossa. No Sol, estes diagramas acompanham a migração latitudinal das manchas solares e do campo magnético à medida que o ciclo progride: manchas surgem em latitudes médias e deslocam-se progressivamente em direção ao equador.

Ao calcular a força média do campo magnético mapeado em diferentes latitudes para cada época, os cientistas produziram diagramas análogos para ι Hor. revelando como as suas regiões magnéticas migram para o polo e para o equador ao longo de cada ciclo. A partir destes diagramas de borboletas estelares, a equipe extraiu estimativas diretas de fluxos de grande escala na superfície de ι Hor. Descobriram que as regiões do campo radial migravam em direção às regiões polares a velocidades de 15 a 78 m/s, enquanto a deriva do campo toroidal em direção ao equador se deslocava de 9 a 19 m/s, ambas substancialmente mais rápidas do que os fluxos solares correspondentes.

Esta é a primeira medição de tais fluxos meridionais (em direção ao polo) e equatoriais em qualquer outra estrela localizadas além do Sol. Além disso, a atividade magnética governa os ventos estelares, as erupções e a radiação altamente energética, tudo isto pode moldar o ambiente dos planetas em órbita.

Os conhecimentos de ι Hor, que abriga pelo menos um exoplaneta conhecido, ajudam os astrônomos a avaliar a forma como as estrelas jovens semelhantes ao Sol podem influenciar a habitabilidade dos mundos no seu sistema.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam

Detectado o objeto escuro de menor massa no Universo distante

Uma equipe internacional de pesquisadores, utilizando uma rede mundial de radiotelescópios, incluindo o VLBA (Very Long Baseline Array) e o GBT (Green Bank Telescope), detectou um enigmático objeto escuro com uma massa cerca de um milhão de vezes superior à do nosso Sol, sem observar qualquer emissão de luz.

© NRAO (arco de lente gravitacional e sinal de aglomerado de matéria escura)

Este é o objeto escuro de menor massa alguma vez detectado a uma distância cosmológica usando apenas a sua influência gravitacional, constituindo um marco importante na tentativa de desvendar a natureza da matéria escura.

A descoberta utiliza uma técnica conhecida como interferometria de longa linha de base para formar um telescópio global, do tamanho da Terra, que capta imagens extremamente nítidas de fenômenos cósmicos.

A equipe observou um sistema de galáxias distantes, JVAS B1938+666, onde a luz de uma galáxia de fundo sofre o efeito de lente gravitacional de uma galáxia em primeiro plano, produzindo belos arcos e imagens múltiplas.

O objeto recentemente caracterizado é indetectável nos comprimentos de onda do infravermelho ou no rádio e foi encontrado a cerca de 10 bilhões de anos-luz da Terra, cerca de 6,5 bilhões de anos após o Big Bang.

A sua detecção foi possível graças ao método de imagem gravitacional, que mapeia sensivelmente a forma como a luz de fontes de fundo é deformada por uma massa invisível. A concentração de massa, designada por "V" no estudo, tem uma massa cilíndrica equivalente a 1,13 milhões de sóis num raio de 80 parsecs. Trata-se de um nível de precisão e de distância nunca antes alcançado para objetos tão pequenos e tênues.

A equipe desenvolveu algoritmos computacionais avançados e utilizou supercomputadores para processar e modelar vastos conjuntos de dados. Isto permitirá aos astrônomos sondar a estrutura da matéria escura ao longo do tempo cósmico, abrindo a porta à descoberta de mais objetos deste tipo e examinando se as teorias atuais sobre a formação de galáxias resistem ao escrutínio.

As observações realçam ainda mais o poder de reunir radiotelescópios de todo o mundo para ultrapassar os limites da sensibilidade e da resolução angular. O GBT e o VLBA, ambos operados pelo NRAO (National Radio Astronomy Observatory) desempenharam um papel crucial nesta descoberta histórica. À medida que a equipe continua estudando outros sistemas de lentes gravitacionais, quaisquer descobertas futuras ajudarão a determinar se a abundância e a natureza destes objetos escuros são consistentes com as teorias fundamentais que governam o nosso Universo.

Um artigo foi publicado na resvista Nature Astronomy e outro no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Buraco negro sendo alimentado por matéria

Esta imagem permite-nos ver mais de perto como é que os buracos negros situados no centro das galáxias se alimentam.

© ALMA (galáxia Circinus)

Apesar de ser uma crença bastante comum, a ideia de que os buracos negros simplesmente sugam tudo o que se aproxima deles não é correta. A matéria apenas pode cair num buraco negro quando é, de alguma forma, desacelerada.

Assim, que tipo de fenômeno poderá ser responsável por travar o movimento da matéria, fazendo com que esta possa cair no buraco negro?

Para dar resposta a esta questão, uma equipe de astrônomos da Universidade de Leiden, Países Baixos, mapeou a distribuição do gás molecular na galáxia Circinus, situada na constelação austral de Circinus a cerca de 13 milhões de anos-luz de distância da Terra. Embora seja uma das grandes galáxias mais próximas, só foi descoberta em 1977 por estar escondida atrás do disco da Via Láctea.

Podemos ver esta galáxia no visível no canto superior esquerdo da imagem. As duas outras imagens inseridas, à direita e em baixo, foram obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

O gás flui em direção ao buraco negro por dois braços em espiral existentes no disco, que vemos nas regiões mais internas da galáxia (em cima à direita). Estes braços alimentam a nuvem em forma de rosquinha que rodeia o buraco negro (em baixo).

A influência gravitacional dos braços em espiral perturba o movimento do gás molecular, que cai diretamente no buraco negro, do mesmo modo que um satélite cairia na Terra se a sua órbita fosse perturbada. O processo de alimentação é, no entanto, muito pouco eficiente: a equipe descobriu que cerca de 90% deste material acaba por não cair no buraco negro, sendo "cuspido" de volta.

Foi calculado que o gás nos braços se move para dentro a velocidades de até 150.000 km/h. Além disso, parece que apenas 12% da matéria que entra realmente desaparece no buraco negro. O restante é ejetado novamente antes de atingi-lo.

Por que tão pouca matéria chega ao buraco negro? Todos os buracos negros supermassivos têm braços espirais como este? A matéria ejetada acaba caindo de volta no buraco negro como uma fonte em um lago ou acaba mais longe e desencadeia a formação de estrelas?

Os pesquisadores esperam encontrar as respostas usando o Event Horizon Telescope (EHT), que tirou as primeiras fotos icônicas de buracos negros supermassivos, e o Extremely Large Telescope (ELT), que está em construção no Chile.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Detectado fosfina na atmosfera de uma anã marrom

O fósforo é um dos seis elementos fundamentais necessários à vida na Terra.

© Adam Burgasser (sistema triplo Wolf 1130ABC)

Quando combinado com o hidrogênio, o fósforo forma a molécula fosfina (PH3), um gás explosivo e altamente tóxico. Encontrada nas atmosferas dos planetas gigantes gasosos Júpiter e Saturno, a fosfina há muito que é reconhecida como uma possível bioassinatura de vida anaeróbica, uma vez que existem poucas fontes naturais deste gás nas atmosferas dos planetas terrestres. Na Terra, a fosfina é um subproduto da decomposição da matéria orgânica dos pântanos. 

Agora, foi detectada fosfina na atmosfera de uma anã marrom antiga e fria chamada Wolf 1130C. A fosfina foi detectada na atmosfera de Wolf 1130C através de observações obtidas com o telescópio espacial James Webb, o primeiro telescópio com a sensibilidade necessária para observar estes objetos celestes em pormenor. O mistério, no entanto, não é porque é que a fosfina foi encontrada, mas porque é que está ausente nas atmosferas de outras anãs marrons e de outros exoplanetas gigantes gasosos.

O programa de astronomia, chamado "Arcana of the Ancients", centra-se em anãs marrons antigas e pobres em metais como forma de testar a compreensão da química atmosférica. Nas atmosferas ricas em hidrogênio de planetas gigantes gasosos como Júpiter e Saturno, a fosfina forma-se naturalmente. Como tal, os cientistas há muito que previram que a fosfina deveria estar presente nas atmosferas dos gigantes gasosos que orbitam outras estrelas e nas suas primas mais massivas, as anãs marrons, objetos por vezes chamados "estrelas falhadas" porque não fundem o hidrogênio.

No entanto, a fosfina tem escapado largamente à detecção, mesmo em observações anteriores do telescópio espacial James Webb, o que sugere problemas com a nossa compreensão da química do fósforo. 

No sistema estelar Wolf 1130ABC, localizado a 54 anos-luz do Sol na direção da constelação de Cisne, a anã marrom Wolf 1130C segue uma órbita larga em torno de um compacto sistema estelar duplo, composto por uma estrela vermelha fria (Wolf 1130A) e uma anã branca massiva (Wolf 1130B). Wolf 1130C tem sido uma das fontes favoritas dos astrônomos que estudam as anãs marrons devido à sua baixa abundância de metais, ou seja, essencialmente quaisquer outros elementos que não o hidrogênio e o hélio, em comparação com o Sol.

Ao contrário de outras anãs marrons, a equipe detectou facilmente a fosfina nos dados espcetrais infravermelhos de Wolf 1130C pelo telescópio espacial James Webb. Para compreender plenamente as implicações das suas descobertas, a equipe precisava de quantificar a abundância deste gás na atmosfera de Wolf 1130C.

Para determinar as abundâncias das moléculas em Wolf 1130C, foi utilizada uma técnica de modelação conhecida como "recuperação atmosférica". Esta técnica usa os dados do telescópio espacial James Webb para determinar a quantidade de cada espécie de gás molecular que deve estar na atmosfera. Os modelos mostraram que a abundância de fosfina era o ingrediente secreto de Wolf 1130C.

Esta descoberta levanta uma questão: porque é que a fosfina está presente na atmosfera desta anã marrom e não em outras? Uma possibilidade é a baixa abundância de metais na atmosfera de Wolf 1130C, que pode alterar a sua química subjacente. Pode ser que em condições normais o fósforo esteja ligado a outra molécula, como o trióxido de fósforo. Na atmosfera pobre em metais de Wolf 1130C, não há oxigênio suficiente para absorver o fósforo, permitindo que a fosfina se forme a partir do hidrogênio abundante. 

A equipe espera explorar esta possibilidade com novas observações do telescópio espacial James Webb que irão procurar fosfina nas atmosferas de outras anãs marrons pobres em metais. Outra possibilidade é que o fósforo tenha sido gerado localmente no sistema Wolf 1130ABC, especificamente pela sua anã branca, Wolf 1130B. Uma anã branca é o que resta de uma estrela que acabou de fundir o seu hidrogénio. São tão densas que, quando acretam material na sua superfície, podem sofrer reações nucleares descontroladas que são detectadas como novas. 

Embora os astrônomos não tenham visto evidências recentes de tais eventos no sistema Wolf 1130ABC, as novas têm tipicamente ciclos de explosão de milhares a dezenas de milhares de anos. Este sistema é conhecido há pouco mais de um século, e as suas erupções, não vistas, podem ter deixado um legado de poluição por fósforo. Estudos anteriores propuseram que uma fração significativa do fósforo da Via Láctea poderia ter sido sintetizado por este processo. Compreender porque é que esta anã marrom mostra uma assinatura clara de fosfina pode levar a novos conhecimentos sobre a síntese do fósforo na Via Láctea e sobre a sua química nas atmosferas planetárias.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of California