Buraco negro devora uma estrela num surto recorde

Os astrônomos têm analisado uma série de dados provenientes de satélites da NASA e de outras instalações, enquanto tentam descobrir o responsável por uma extraordinária explosão cósmica descoberta no dia 2 de julho.

© NOIRLab (jato lançado pelo GRB 250702B)

Astrônomos observaram a explosão de raios gama mais longa já registrada, uma poderosa explosão extragaláctica que durou mais de sete horas. Observações de acompanhamento rápidas, com a Dark Energy Camera e o Observatório Internacional Gemini, forneceram informações cruciais sobre a possível origem desse evento extraordinário e a galáxia que o abriga.

As explosões de raios gama (GRBs) estão entre as explosões mais poderosas do Universo, perdendo apenas para o Big Bang. A maioria dessas explosões é observada como um clarão que desaparece em poucos segundos ou minutos. Mas, em 2 de julho de 2025, astrônomos foram alertados sobre uma fonte de GRB que exibia explosões repetidas e que duraria mais de sete horas. Esse evento, denominado GRB 250702B, é a explosão de raios gama mais longa já testemunhada pela humanidade.

O GRB 250702B foi identificado pela primeira vez pelo telescópio espacial Fermi de Raios Gama (Fermi) da NASA. Pouco depois de telescópios espaciais detectarem as explosões iniciais em raios gama e localizarem sua posição no céu em raios X, astrônomos de todo o mundo lançaram campanhas para observar o evento em outros comprimentos de onda da luz. Uma das primeiras revelações sobre esse evento veio quando observações infravermelhas adquiridas pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO estabeleceram que a fonte do GRB 250702B está localizada em uma galáxia fora da nossa, o que até então permanecia uma incógnita.

Em seguida, uma equipe de astrônomos partiu para captar o brilho residual em evolução do evento, ou seja, as emissões de luz que diminuem de intensidade após o clarão inicial extremamente brilhante de raios gama. As propriedades dessas emissões podem fornecer pistas sobre o tipo de evento que causou o GRB. Para melhor compreender a natureza deste evento recordista, a equipe utilizou três dos telescópios terrestres mais potentes do mundo: o telescópio Víctor M. Blanco de 4 metros e os telescópios gêmeos de 8,1 metros do Observatório Internacional Gemini. Este trio observou o GRB 250702B a partir de aproximadamente 15 horas após a primeira detecção até cerca de 18 dias depois. O telescópio Blanco está localizado no Chile, no Observatório Interamericano Cerro Tololo (CTIO). O Observatório Internacional Gemini consiste no telescópio Gemini Norte, no Havaí, e no telescópio Gemini Sul, no Chile. 

A análise das observações revelou que o GRB 250702B não pôde ser visto na luz visível, em parte devido à poeira interestelar em nossa própria Via Láctea, mas principalmente devido à poeira na galáxia hospedeira do GRB. De fato, o Gemini Norte, que forneceu a única detecção da galáxia hospedeira em comprimentos de onda próximos ao visível, precisou de quase duas horas de observações para captar o sinal fraco sob as extensas camadas de poeira.

Esses dados foram combinados com novas observações feitas com o telescópio Keck I no Observatório W. M. Keck, o telescópio Magellan Baade e o telescópio Fraunhofer no Observatório Wendelstein, bem como dados disponíveis publicamente do VLT, do telescópio espacial Hubble e de observatórios de raios X e rádio. Em seguida, compararam esse conjunto de dados robusto com modelos teóricos, que são estruturas que explicam o comportamento de fenômenos astronômicos. Os modelos podem ser usados ​​para fazer previsões que podem então ser testadas com dados observacionais para refinar a compreensão dos cientistas.

A análise da equipe estabeleceu que o sinal inicial de raios gama provavelmente veio de um jato estreito e de alta velocidade de material colidindo com o material circundante, conhecido como jato relativístico. A análise também ajudou a caracterizar o ambiente ao redor da explosão de raios gama e a galáxia hospedeira. Eles descobriram que há uma grande quantidade de poeira ao redor do local da explosão e que a galáxia hospedeira é extremamente massiva em comparação com a maioria das galáxias hospedeiras de explosões de raios gama.

Os dados corroboram um cenário no qual a fonte do GRB reside em um ambiente denso e empoeirado, possivelmente uma espessa faixa de poeira presente na galáxia hospedeira ao longo da linha de visão entre a Terra e a fonte do GRB. Esses detalhes sobre o ambiente do GRB 250702B fornecem restrições importantes sobre o sistema que produziu a explosão inicial de raios gama. Dos aproximadamente 15.000 GRBs observados desde que o fenômeno foi reconhecido pela primeira vez em 1973, apenas meia dúzia se aproxima da duração do GRB 250702B.

Suas origens propostas variam desde o colapso de uma estrela supergigante azul, um evento de ruptura de maré ou um magnetar recém-nascido. O GRB 250702B, no entanto, não se encaixa perfeitamente em nenhuma categoria conhecida. Com base nos dados obtidos até o momento, os cientistas têm algumas ideias sobre possíveis cenários de origem:

• (1) um buraco negro caindo em uma estrela que perdeu seu hidrogênio e agora é composta quase que exclusivamente de hélio;
• (2) uma estrela (ou objeto subestelar, como um planeta ou uma anã marrom) sendo despedaçada durante uma aproximação com um objeto compacto estelar, como um buraco negro estelar ou uma estrela de nêutrons, em um evento conhecido como ruptura microtidal;
• (3) uma estrela sendo despedaçada ao cair em um buraco negro de massa intermediária, um tipo de buraco negro com massa entre cem e cem mil vezes a massa do nosso Sol, que se acredita existir em abundância, mas que até agora tem sido muito difícil de encontrar. Se for o último cenário, esta seria a primeira vez na história que a humanidade testemunharia um jato relativístico proveniente de um buraco negro de massa intermediária consumindo uma estrela.

Embora sejam necessárias mais observações para determinar conclusivamente a causa da GRB 250702B, os dados obtidos até o momento permanecem consistentes com essas novas explicações.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Gemini Observatory

O que está alimentando estes brilhantes clarões azuis?

Entre os fenômenos cósmicos mais intrigantes descobertos nas últimas décadas encontram-se breves e muito brilhantes clarões de luz azul e ultravioleta que desvanecem gradualmente, deixando para trás tênues emissões de raios X e rádio.

© UC Berkeley (AT 2024wpp)

Com pouco mais de uma dúzia de surtos descobertos até agora, os astrônomos têm debatido se estes são produzidos por um tipo incomum de supernova ou por gás interestelar que cai num buraco negro.

A análise do surto mais brilhante até à data, descoberto no ano passado, mostra que não se trata de nenhuma destas situações. Em vez disso, uma equipe de astrônomos liderada por pesquisadores da Universidade da Califórnia, em Berkeley, concluiu que estes chamados LFBOTs (Luminous Fast Blue Optical Transients) são causados por um evento de perturbação de marés extremo, em que um buraco negro com uma massa até 100 vezes superior à do nosso Sol destrói completamente a sua estrela massiva companheira em poucos dias.

A descoberta resolve um enigma de uma década, mas também ilustra as muitas variedades de calamidades estelares que os astrônomos encontram, cada uma com o seu espectro característico de luz, ou seja, diferentes comprimentos de onda e diferentes intensidades, que evolui ao longo do tempo. A descoberta dos processos que produzem estas assinaturas de luz únicas testa os conhecimentos atuais sobre a física dos buracos negros e ajuda a compreender a evolução das estrelas no nosso Universo.

A massa inferida do buraco negro, numa gama por vezes designada por buracos negros de massa intermediária, é também intrigante. Embora se saiba que existem buracos negros com mais de 100 massas solares, porque as suas fusões foram detectadas por experiências de ondas gravitacionais como o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), nunca foram observados diretamente e a forma como atingem esta dimensão é ainda um mistério. O estudo deste fenômeno e de outros semelhantes poderá esclarecer o ambiente estelar em que os grandes buracos negros evoluem juntamente com uma companheira estelar massiva.

Os LFBOTs receberam este nome porque são brilhantes, são visíveis a distâncias de centenas de milhões a bilhões de anos-luz, e duram apenas alguns dias, produzindo luz altamente energética que vai desde o azul do espectro óptico até ao ultravioleta e aos raios X.

O primeiro foi visto em 2014, mas o primeiro com dados suficientes para análise foi registado em 2018 e, de acordo com a convenção de nomenclatura padrão, foi chamado AT2018cow. O nome levou os pesquisadores a referirem-se a ele como "A Vaca", e os LFBOTs subsequentes receberam as alcunhas de "O Coala" (ZTF18abvkwla), "Diabo da Tasmânia" (AT2022tsd) e "O Finch" (AT2023fhn). O mais recente LFBOT foi denominado AT 2024wpp ("O Pica-pau", talvez?). 

A constatação de que o surto transiente não poderia ter resultado de uma supernova veio depois de os pesquisadores terem calculado a energia emitida, que foi 100 vezes superior à que seria produzida numa supernova normal, que exigiria a conversão de cerca de 10% da massa restante da estrela em energia numa escala de tempo muito curta, meras semanas.

Os pesquisadores colocam a hipótese de que a luz intensa e altamente energética emitida durante este evento de perturbação de marés extremo foi uma consequência da longa história parasitária do sistema binário com buraco negro. De acordo com a reconstrução desta história, o buraco negro tem estado sugando material da sua companheira há muito tempo, envolvendo-se completamente num halo de material muito distante do buraco negro para este poder engolir. Então, quando a estrela companheira finalmente se aproximou demasiado e foi despedaçada, o novo material foi arrastado para um disco giratório de detritos, chamado disco de acreção, e bateu contra o material existente, gerando raios X, radiação UV e luz azul.

Grande parte do gás da companheira também acabou por rodopiar em direção aos polos do buraco negro, onde foi ejetado como um jato de material. Os pesquisadores calcularam que os jatos viajavam a cerca de 40% da velocidade da luz e geravam ondas de rádio quando encontravam o gás circundante. A massa estimada da estrela companheira que foi destruída era mais de 10 vezes superior à massa do Sol. Pode ter sido o que é conhecido como uma estrela Wolf-Rayet, que são muito quentes e evoluídas, tendo já usado muito do seu hidrogênio. Isto explicaria a fraca emissão de hidrogênio de AT 2024wpp.

Como a maioria dos LFBOTs, AT 2024wpp está localizado numa galáxia com formação estelar ativa, pelo que são esperadas estrelas grandes e jovens como estas. AT 2024wpp está a 1,1 bilhões de anos-luz de distância e é entre cinco e 10 vezes mais luminosa do que AT2018cow.

Foi utilizada uma grande coleção de telescópios para medir os vários comprimentos de onda da luz emitida pelo LFBOT. Estes incluem três telescópios de raios X, o Chandra, o Swift e o NuSTAR; radiotelescópios como o ALMA e o ATCA (Australia Telescope Compact Array); e telescópios ópticos terrestres, incluindo os Observatórios Keck, Lick e Gemini. Uma vez que os LFBOTs produzem grandes quantidades de radiação UV, aguarda-se com expectativa o lançamento de dois telescópios UV planejados, ULTRASAT e UVEX, nos próximos anos. Estes telescópios serão fundamentais para descobrir e caracterizar rapidamente mais LFBOTs antes de atingirem o pico de brilho, permitindo aos astrônomos sondar sistematicamente a diversidade dos seus ambientes e sistemas progenitores.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California

Planetas Urano e Netuno podem ser gigantes rochosos

Uma equipe de pesquisadores da Universidade de Zurique e do NCCR PlanetS (National Centre of Competence in Research PlanetS) está desafiando a nossa compreensão do interior dos planetas do Sistema Solar.

© Instituto Keck (ilustração do planeta Urano)

Nota-se na ilustração que Urano pode ser um gigante de gelo (à esquerda) ou um gigante de rocha (à direita), dependendo dos pressupostos do modelo.

A composição de Urano e Netuno, os dois planetas mais exteriores, pode ser mais rochosa e menos gelada do que se pensava. Os planetas do Sistema Solar são tipicamente divididos em três categorias com base na sua composição: os quatro planetas terrestres rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), seguidos pelos dois gigantes gasosos (Júpiter e Saturno) e, finalmente, pelos dois gigantes gelados (Urano e Netuno).

De acordo com o trabalho realizado pela equipe científica da Universidade de Zurique, Urano e Netuno poderão ser mais rochosos do que gelados. O novo estudo não afirma que os dois planetas azuis sejam de um tipo ou de outro, ricos em água ou em rocha, mas desafia a ideia de que ricos em gelo seja a única possibilidade. Esta interpretação é também consistente com a descoberta de que o planeta anão Plutão tem uma composição predominantemente rochosa.

A equipe desenvolveu um processo de simulação único para o interior de Urano e Netuno. A classificação de gigante de gelo está demasiado simplificada, uma vez que Urano e Netuno ainda são pouco conhecidos. Os modelos baseados na física eram demasiado fundamentados em pressupostos, enquanto os modelos empíricos são demasiado simplistas.

Foram combinadas ambas as abordagens para obter modelos interiores imparciais e fisicamente consistentes. Para tal, foi criado um perfil de densidade aleatório para o interior do planeta. Depois, foi calculado o campo gravitacional planetário que é consistente com os dados observacionais e inferido uma possível composição. Finalmente, o processo é repetido para obter a melhor correspondência possível entre os modelos e os dados observacionais.

Com o seu novo modelo agnóstico, mas totalmente físico, a equipe da Universidade de Zurique descobriu que a potencial composição interna dos "gigantes de gelo" do nosso Sistema Solar não se limita apenas ao gelo (tipicamente representado pela água). A nova gama de composições internas mostra que ambos os planetas podem ser ricos em água ou em rocha.

O estudo traz também novas perspectivas sobre os intrigantes campos magnéticos de Urano e Netuno. Ao passo que a Terra tem polos magnéticos norte e sul bem definidos, os campos magnéticos de Urano e Netuno são mais complexos, com mais de dois polos. Os modelos desenvolvidos pela equipe têm as chamadas camadas de "água iônica" que geram dínamos magnéticos em locais que explicam os campos magnéticos não-dipolares observados.

Foi descoberto tanbém que o campo magnético de Urano tem origem mais profunda do que o de Netuno. Embora os resultados sejam prometedores, subsistem algumas incertezas. Uma das principais questões é o fato de os físicos ainda não compreenderem como os materiais se comportam nas condições exóticas de pressão e temperatura que se encontram no coração de um planeta, o que pode ter impacto nos nossos resultados. Apesar das incertezas, os novos resultados também abrem caminho a novos cenários potenciais de composição interior, desafiam pressupostos de décadas e orientam a futura pesquisa em ciência dos materiais em condições planetárias.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Universität Zürich

A primeira detecção, através do rádio, de um tipo raro de supernova

Os astrônomos utilizaram o VLA (Very Large Array) para fazer uma descoberta sem precedentes, captando os primeiros sinais de rádio de uma classe rara de explosão estelar conhecida como supernova do Tipo Ibn.

© NRAO (estrela explode num disco denso rico em hélio gerando ondas de rádio)

Este feito revela uma nova visão sobre os momentos finais da vida de estrelas massivas e proporciona um raro vislumbre dos últimos anos de uma estrela, anteriormente ocultos.

A supernova, designada SN 2023fyq, representa uma oportunidade única para observar o ato final de uma estrela massiva. As supernovas do Tipo Ibn resultam da explosão de uma estrela em gás rico em hélio previamente ejetado da sua superfície. Utilizando a poderosa visão rádio do VLA, os astrônomos rastrearam as emissões de rádio desta explosão durante um período de 18 meses, descobrindo evidências convincentes acerca do ambiente em torno da estrela moribunda.

As medições de rádio permitiram observar a última década de vida da estrela antes do seu desaparecimento. Estas observações revelaram que a estrela liberou as suas camadas de hélio, incluindo um aumento significativo na perda de massa imediatamente antes da supernova, fornecendo novas evidências de explosões exóticas de origem binária. Esta descoberta revela que a estrela passou por um período dramático de perda de massa, provavelmente causado pela influência de uma companheira estelar gravitacionalmente ligada.

Dados de rádio e de raios X revelaram a densidade e a extensão do material rico em hélio ejetado antes da explosão. Foi determinado que a estrela ejetou material a uma velocidade espantosa, até 0,4% da massa do Sol por ano, durante uma fase curta, mas intensa que antecedeu a explosão de supernova. Este processo dinâmico está de acordo com as previsões para estrelas em sistemas binários íntimos e fornece aos astrofísicos novas evidências diretas dos mecanismos que impulsionam estas raras supernovas.

Até agora, a existência de material denso em torno da maioria das supernovas de Tipo Ibn só tinha sido inferida a partir de estudos ópticos. O Dr. A.J. Nayana da Universidade da Califórnia em Berkeley, afirma: "O nosso estudo analisa o material ejetado anos antes da explosão, revelando que a estrela passou por uma fase intensa de perda de massa nos últimos 0,7 a 3 anos da sua existência".

Ao determinar o período de tempo e a magnitude da perda de massa, os astrônomos preencheram uma lacuna crucial na história de como as estrelas massivas terminam as suas vidas e enriquecem o Universo. Esta detecção histórica prepara o terreno para futuros estudos de supernovas com radiotelescópios, prometendo aprofundar a nossa compreensão dos ciclos de vida das estrelas e das forças que moldam a nossa Galáxia.

Este estudo abriu uma nova via para determinar os pontos finais de certas estrelas massivas e realça a necessidade de um acompanhamento em ondas de rádio sistemático de eventos semelhantes com instrumentos incríveis como o VLA e o GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope).

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Gás escapando do aglomerado de galáxias de Virgem

Uma galáxia espiral inclinada lateralmente brilha no aglomerado de galáxias de Virgem.

© Hubble (NGC 4388)

A galáxia residente neste aglomerado é a NGC 4388, localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra. O aglomerado de Virgem contém mais de mil galáxias e é o aglomerado de galáxias maior mais próximo da Via Láctea.

A NGC 4388 está inclinada em um ângulo extremo em relação ao nosso ponto de vista, proporcionando-nos uma perspectiva quase lateral. Essa perspectiva revela uma característica curiosa que não era visível em uma imagem anterior do telescópio espacial Hubble dessa galáxia, divulgada em 2016, veja em: Uma transformação na constelação de Virgem; uma pluma de gás do núcleo da galáxia, vista aqui emanando do disco da galáxia em direção ao canto inferior direito da imagem. Mas de onde veio esse fluxo e por que ele brilha?

A resposta provavelmente reside nas vastas extensões que separam as galáxias do aglomerado de Virgem. Embora o espaço entre as galáxias pareça vazio, ele é, na verdade, ocupado por filamentos quentes de gás no meio intra-aglomerado, ou seja, plasma superaquecido permeando o espaço entre as galáxias. À medida que a NGC 4388 se move dentro do aglomerado, ela atravessa o meio intra-aglomerado.

A pressão do gás quente do meio intra-aglomerado arrasta o gás do disco da NGC 4388, fazendo com que ele fique para trás conforme a galáxia se move. A fonte da energia que ioniza essa nuvem de gás e a faz brilhar é mais incerta. Os pesquisadores suspeitam que parte da energia venha do centro da galáxia, onde um buraco negro supermassivo girou o gás ao seu redor, formando um disco superaquecido. A radiação intensa desse disco pode ionizar o gás mais próximo da galáxia, enquanto ondas de choque podem ser responsáveis por ionizar os filamentos de gás mais distantes. 

Essa imagem incorpora novos dados, incluindo vários comprimentos de onda adicionais de luz, para revelar a nuvem de gás ionizada. Os dados utilizados para criar esta imagem provêm de diversos programas de observação que visam iluminar galáxias com buracos negros ativos em seus centros.

Fonte: ESA