Novos detalhes e mistérios na aurora de Júpiter

O telescópio espacial James Webb captou novos pormenores das auroras no maior planeta do nosso Sistema Solar.

© Webb (observações da aurora de Júpiter)

As luzes dançantes observadas em Júpiter são centenas de vezes mais brilhantes do que as observadas na Terra. Com a sensibilidade avançada do Webb, os astrônomos estudaram estes fenômenos para melhor compreender a magnetosfera de Júpiter. 

As auroras são criadas quando partículas altamente energéticas entram na atmosfera de um planeta perto dos seus polos magnéticos e colidem com átomos de gás. Não só as auroras de Júpiter são enormes em tamanho, como também são centenas de vezes mais energéticas do que as auroras da Terra. Aqui, as auroras são causadas por tempestades solares, quando partículas carregadas "chovem" na atmosfera superior, excitam os gases e fazem-nos brilhar com cores vermelhas, verdes e púrpuras. 

Entretanto, Júpiter tem uma fonte adicional para as suas auroras; o forte campo magnético do gigante gasoso apanha partículas carregadas da sua vizinhança. Isto inclui não só as partículas carregadas do vento solar, mas também as partículas lançadas para o espaço pela sua lua Io, conhecida pelos seus numerosos e grandes vulcões. Os vulcões de Io expelem partículas que, notavelmente, escapam à gravidade da lua e orbitam Júpiter. Uma barragem de partículas carregadas liberadas pelo Sol durante as tempestades solares também atinge o planeta. O grande e poderoso campo magnético de Júpiter captura as partículas carregadas e acelera-as a velocidades tremendas. Estas partículas velozes atingem a atmosfera do planeta com energias elevadas, o que excita o gás e provoca o seu brilho.

Agora, as capacidades únicas do Webb estão fornecendo novos conhecimentos sobre as auroras de Júpiter. A sensibilidade do telescópio permite o aumento da velocidade do obturador para captar características aurorais que variam rapidamente. Os novos dados foram captados com o instrumento NIRCam (Near-InfraRed Camera) do Webb no dia de Natal de 2023 por uma equipe de cientistas liderada por Jonathan Nichols, da Universidade de Leicester, no Reino Unido. 

Os dados revelaram que a emissão do íon trihidrogênio, conhecido como H3+, é muito mais variável do que se pensava. As observações vão ajudar a desenvolver a compreensão dos cientistas sobre a forma como a atmosfera superior de Júpiter é aquecida e arrefecida. O que tornou estas observações ainda mais especiais foi o fato de também obtido fotografias simultaneamente no ultravioleta com o telescópio espacial Hubble. 

A luz mais brilhante observada pelo Webb não tinha qualquer equivalência real nas imagens do Hubble. Para causar a combinação de brilho observada pelo Webb e pelo Hubble, é necessária uma combinação aparentemente impossível de grandes quantidades de partículas de energia muito baixa atingindo a atmosfera, como uma tempestade de chuviscos! 

A equipe planeja agora estudar esta discrepância entre os dados do Hubble e do Webb e explorar as implicações mais amplas para a atmosfera e o ambiente espacial de Júpiter. Pretendem também dar seguimento a esta investigação com mais observações do Webb, que poderão ser comparadas com dados da nave espacial Juno da NASA para explorar melhor a causa da enigmática emissão brilhante. 

Estes conhecimentos podem também apoiar a Juice (Jupiter Icy Moons Explorer), da ESA, que está a caminho de Júpiter para fazer observações pormenorizadas do gigante gasoso e das suas três grandes luas com oceanos: Ganimedes, Calisto e Europa. A Juice irá observar as auroras de Júpiter com sete instrumentos científicos únicos, incluindo duas câmaras. Estas medições de perto ajudarão compreender a forma como o campo magnético e a atmosfera do planeta interagem, bem como o efeito que as partículas carregadas de Io e das outras luas têm na atmosfera de Júpiter.

Os resultados foram publicados na revista Nature Communications. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um tipo de exoplaneta comum mas misterioso

Embora não orbitem em torno do nosso Sol, os sub-Netunos são o tipo mais comum de exoplanetas observados na nossa Galáxia.

© STScI (ilustração do exoplaneta TOI-421 b e sua estrela hospedeira)

Estes planetas gasosos menores que os nossos gigantes estão envoltos em mistério, e muitas vezes, em muita neblina.

Agora, ao observar o exoplaneta TOI-421 b, o Ttlescópio espacial James Webb está ajudando os astrônomos a compreender os sub-Netunos de uma forma que não era possível antes do lançamento do telescópio.

A existência de sub-Netunos era inesperada antes de terem sido descobertos pelo telescópio espacial Kepler da NASA na década passada. Agora, os astrônomos estão  tentando perceber de onde vieram estes planetas e porque são tão comuns. Antes do Webb, os cientistas tinham muito pouca informação sobre eles. Embora os sub-Netunos sejam algumas vezes maiores do que a Terra, são ainda muito menores do que os planetas gigantes gasosos e tipicamente mais frios do que os Júpiteres quentes, o que torna a sua observação muito mais difícil do que a dos seus homólogos gigantes gasosos.

Uma importante descoberta anterior ao Webb foi que a maioria das atmosferas dos sub-Netunos tinha espectros de transmissão simples ou sem características. Isto significa que quando o espetro do planeta era observado à medida que este passava em frente da sua estrela hospedeira, em vez de serem vistas características espectrais - as impressões digitais químicas que revelariam a composição da atmosfera - são notadas apenas um espectro achatado.

Os astrônomos concluíram, a partir de todos esses espectros, que pelo menos certos sub-Netunos estavam provavelmente muito obscurecidos por nuvens ou neblinas. Porque é que observamos este planeta, TOI-421 b? A razão é que existiam alguns dados anteriores que implicavam que talvez os planetas numa determinada gama de temperaturas estivessem menos envoltos em neblina ou nuvens do que outros. Esse limiar de temperatura é de cerca de 570°C. Abaixo dessa temperatura, é colocada a hipótese de ocorrer um conjunto complexo de reações fotoquímicas entre a luz solar e o gás metano, o que provocaria a neblina.

Mas os planetas mais quentes não deveriam ter metano e, portanto, talvez não devessem ter neblina. A temperatura de TOI-421 b é de cerca de 720ºC, muito acima do presumível limiar. Sem neblina ou nuvens, foi vista uma atmosfera clara.

© STSCI (espectro de substâncias químicas na atmosfera)

Um espectro de transmissão captado pelo telescópio espacial James Webb revela substâncias químicas na atmosfera do sub-Netuno quente TOI-421 b.

A equipe encontrou vapor de água na atmosfera do planeta, bem como assinaturas provisórias de monóxido de carbono e dióxido de enxofre. Depois, há moléculas que não foram detectadas, como o metano e o dióxido de carbono. A partir dos dados, podem também inferir que existe uma grande quantidade de hidrogênio na atmosfera de TOI-421 b. A atmosfera leve de hidrogênio foi a grande surpresas.

Isto sugere que TOI-421 b pode ter sido formado e evoluído de forma diferente dos sub-Netunos mais frios observados anteriormente. A atmosfera dominada pelo hidrogênio é também interessante porque imita a composição da estrela hospedeira de TOI-421 b. Para além de ser mais quente do que outros sub-Netunos observados anteriormente com o Webb, TOI-421 b orbita uma estrela semelhante ao Sol. A maioria dos outros sub-Netunos que foram observados até agora orbitam estrelas menores e frias, chamadas anãs vermelhas.

Será TOI-421 b emblemático dos sub-Netunos quentes que orbitam estrelas semelhantes ao Sol, ou apenas demonstrativo de que os exoplanetas são muito diversos? Para descobrir, os pesquisadores gostariam de observar mais sub-Netunos quentes para determinar se este é um caso único ou uma tendência mais alargada. Esperam obter informações sobre a formação e evolução destes exoplanetas comuns.

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Desvendando os segredos do nascimento de estrelas massivas

Os astrônomos revelaram pela primeira vez o enorme fluxo de gás perto de uma estrela massiva, em formação, que permite o seu rápido crescimento.

© NRAO (gás amoníaco caindo no disco de acreção que alimenta estrela)

Ao observar a jovem estrela HW2 em Cefeu A, localizada a 2.300 anos-luz da Terra, os pesquisadores resolveram a estrutura e a dinâmica de um disco de acreção que alimenta esta estrela massiva com material. 

Esta descoberta desvenda uma questão central da astrofísica: como é que as estrelas massivas, que muitas vezes terminam as suas vidas como supernovas, acumulam a sua imensa massa? Cefeu A é o segundo local de formação de estrelas massivas mais próximo da Terra, o que o torna um laboratório ideal para estudar estes processos complexos.

Os pesquisadores utilizaram o amoníaco (NH3), uma molécula que se encontra habitualmente nas nuvens de gás interestelar e que é muito utilizada industrialmente na Terra, como marcador para mapear a dinâmica do gás em torno da estrela. As observações revelaram um anel denso de amoníaco gasoso quente que se estende por 200 a 700 unidades astronômicas (UA) em torno de HW2. 

Esta estrutura foi identificada como parte de um disco de acreção, uma característica chave nas teorias de formação estelar. O estudo descobriu que o gás dentro deste disco está tanto colapsando para dentro como girando em torno da jovem estrela. De forma notável, o ritmo de queda de material para HW2 foi medida em dois milésimos de uma massa solar por ano, uma das taxas mais elevadas alguma vez observadas para uma estrela massiva em formação. Estas descobertas confirmam que os discos de acreção podem sustentar tais ritmos extremos de transferência de massa, mesmo quando a estrela central já cresceu até 16 vezes a massa do nosso Sol.

A sensibilidade radioelétrica sem paralelo do VLA permitiu resolver características em escalas da ordem de apenas 100 UA, fornecendo uma visão sem precedentes deste processo. A equipe também comparou as suas observações com as simulações mais avançadas de formação de estrelas massivas

Os resultados estão muito próximos das previsões teóricas, mostrando que o amoníaco perto de HW2 está colapsando quase a velocidades de queda livre enquanto gira com velocidades sub-Keplerianas, um equilíbrio ditado pela gravidade e pelas forças centrífugas. Curiosamente, o estudo revelou assimetrias na estrutura e turbulência do disco, sugerindo que correntes externas de gás, conhecidas como "serpentinas", podem estar enviando material fresco para um dos lados do disco. Tais correntes foram observadas em outras regiões de formação estelar e podem desempenhar um papel crucial na reposição dos discos de acreção em torno de estrelas massivas.

Esta descoberta resolve décadas de debate sobre se HW2, e as protoestrelas de igual modo, podem formar discos de acreção capazes de sustentar o seu rápido crescimento. Também reforça a ideia de que mecanismos físicos semelhantes governam a formação de estrelas numa vasta gama de massas.  As estrelas massivas desempenham um papel fundamental como motores cósmicos, impulsionando ventos e explosões que alimentam as galáxias com elementos pesados.

Os astrônomos visaram transições específicas do amoníaco que são excitadas a temperaturas superiores a 100 K, o que lhes permitiu detectar gás denso e quente perto de HW2. Estes resultados destacam o poder da interferometria rádio para sondar os processos ocultos por detrás da formação dos objetos mais influentes na nossa Galáxia, e dentro de dez anos a próxima versão atualizada do VLA tornará possível estudar o amoníaco circunestelar a escalas do nosso Sistema Solar.

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A causa de uma fratura num segmento galáctico

Os astrônomos descobriram uma explicação provável para uma fratura num enorme segmento cósmico na Via Láctea, utilizando o observatório de raios X Chandra da NASA e radiotelescópios.

© NASA (pulsar e fratura em estrutura)

O segmento cósmico parece ter sido atingido por uma estrela de nêutrons, ou pulsar, que se move rapidamente e gira a grande velocidade. As estrelas de nêutrons são as estrelas mais densas que se conhecem e formam-se a partir do colapso e explosão de estrelas massivas.

Estas estrelas recebem frequentemente um poderoso "pontapé" destas explosões, que as afasta do local da explosão a grande velocidade. Perto do centro da Via Láctea encontram-se estruturas enormes que se assemelham a ossos ou cobras. Estas formações alongadas são vistas no rádio e estão enlaçadas por campos magnéticos que correm paralelamente a elas.

As ondas de rádio são causadas por partículas energizadas que se movem em espiral ao longo dos campos magnéticos. Esta nova imagem mostra um destes segmentos cósmicos, chamado G359.13142-0.20005 (G359.13 para abreviar), com dados de raios X do Chandra (em azul) e dados de rádio da rede MeerKAT na África do Sul (em cinza). Os pesquisadores também se referem a G359.13 como a Serpente.

A análise desta imagem revela a presença de uma quebra, ou fratura, no segmento contínuo de G359.13 visto na imagem. Os dados combinados de raios X e rádio fornecem pistas para a causa desta fratura. Os astrônomos descobriram agora uma fonte de raios X e de rádio no local da fratura, utilizando os dados do Chandra, do MeerKAT e do VLA (Very Large Array).

O provável pulsar responsável por estes sinais de rádio e raios X está rotulado na imagem. Uma possível fonte extra de raios X localizada perto do pulsar pode vir de elétrons e pósitrons (os equivalentes antimatéria dos elétrons) que foram acelerados com altas energias.

Os cientistas pensam que o pulsar terá causado a fratura ao embater contra G359.13 a uma velocidade entre 1,6 e 3,2 milhões de quilômetros por hora. Esta colisão distorceu o campo magnético do segmento, fazendo com que o sinal de rádio também se deformasse. Com cerca de 230 anos-luz de comprimento, G359.13 é uma das estruturas mais longas e brilhantes do seu gênero na Via Láctea. Para contextualizar, existem mais de 800 estrelas a essa distância da Terra. G359.13 está localizada a cerca de 26.000 anos-luz da Terra, perto do centro da Via Láctea.

O artigo científico que descreve estes resultados foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard University

Espiando uma galáxia espiral através de uma lente cósmica

Esta nova imagem do telescópio espacial James Webb apresenta um raro fenômeno cósmico chamado anel de Einstein.

© Webb (SMACSJ0028.2-7537)

O que à primeira vista parece ser uma única galáxia de formato estranho são, na verdade, duas galáxias separadas por uma grande distância. A galáxia mais próxima em primeiro plano fica no centro da imagem, enquanto a galáxia mais distante em segundo plano parece estar envolta pela galáxia mais próxima, formando um anel.

Os anéis de Einstein ocorrem quando a luz de um objeto muito distante é curvada em torno de um objeto intermediário massivo. Isso é possível porque o espaço-tempo, a própria estrutura do Universo, é curvado pela massa e, portanto, a luz que viaja através do espaço e do tempo também é curvada.

Esse efeito é sutil demais para ser observado em nível local, mas às vezes se torna claramente observável quando se lida com curvaturas da luz em escalas astronômicas enormes, como quando a luz de uma galáxia é curvada em torno de outra galáxia ou aglomerado de galáxias. Quando os objetos se alinham perfeitamente, o resultado é o formato característico do anel de Einstein, que aparece como um círculo completo ou um círculo parcial de luz ao redor do objeto lente, dependendo da precisão do alinhamento.

Objetos como esses são o laboratório ideal para pesquisar galáxias muito tênues e distantes para serem vistas de outra forma. A galáxia lente no centro deste anel de Einstein é uma galáxia elíptica, como pode ser visto a partir do núcleo brilhante e do corpo liso e sem características da galáxia. Esta galáxia pertence a um aglomerado de galáxias denominado SMACSJ0028.2-7537.

A galáxia que envolve a galáxia elíptica é uma galáxia espiral. Embora sua imagem tenha sido distorcida à medida que sua luz viajava ao redor da galáxia em seu caminho, aglomerados estelares individuais e estruturas gasosas são claramente visíveis. Os dados do Webb utilizados nesta imagem foram obtidos como parte do levantamento Strong Lensing and Cluster Evolution (SLICE), liderado por Guillaume Mahler, da Universidade de Liège, na Bélgica, e composto por uma equipe de astrônomos internacionais. Este levantamento visa rastrear 8 bilhões de anos de evolução de aglomerados de galáxias, observando 182 aglomerados de galáxias com o instrumento Near-InfraRed Camera do telescópio. Esta imagem também incorpora dados de dois instrumentos do telescópio espacial Hubble, a Wide Field Camera 3 e a Advanced Camera for Surveys.

Fonte: ESA

Explosão cósmica forjou elementos pesados

Uma das grandes questões da astrofísica é a origem dos elementos pesados, no nosso Universo, que constituem a tabela periódica.

© NASA (ruptura na crosta de uma estrela de nêutrons altamente magnetizada)

Os elementos mais leves, o hidrogênio e o hélio, formaram-se principalmente no Big Bang que deu origem ao Universo. Elementos um pouco mais pesados, como o oxigênio e o ferro, são forjados no interior dos núcleos quentes das estrelas e expelidos para o espaço quando estas morrem em explosões de supernova. No entanto, os elementos raros muito mais pesados do que o ferro, como o ouro e a platina, só são criados em condições muito mais extremas do que as encontradas nas estrelas normais. 

Durante décadas, os astrofísicos nucleares têm trabalhado para identificar os eventos, na natureza, que podem sintetizar estes elementos pesados. Agora, um grupo de pesquisadores da Universidade de Columbia em New York, EUA, tem uma nova resposta a esta questão, que desafia as ideias existentes sobre onde são criados os elementos pesados. 

Foi demonstrado que elementos muito mais pesados do que o ferro foram criados num famoso evento cósmico de há mais de 20 anos, que liberou mais energia em meio segundo do que o nosso Sol produz em 250 mil de anos. A descoberta deste evento único fornece uma perspectiva importante sobre a forma como estes elementos são sintetizados em geral.

Comparando os modelos teóricos com os dados observados, foi encontrado evidências de que uma das explosões mais brilhantes alguma vez observadas na Via Láctea, um poderoso surto de raios gama em 2004, produziu uma enorme quantidade de elementos pesados que excede, em massa, o planeta Marte. No dia 27 de dezembro de 2004, vários satélites, incluindo o telescópio espacial INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) da ESA, detectaram uma explosão extremamente poderosa de raios gama proveniente de um magnetar na nossa Galáxia.

Os magnetares são uma classe de estrelas de nêutrons que abrigam os campos magnéticos mais fortes do Universo, mais de 10 trilhões de vezes mais fortes do que o típico ímã de geladeira. As estrelas de nêutrons são os corpos compactos que sobram quando estrelas massivas colapsam e explodem como supernovas. A imensa energia magnética dos magnetares provoca surtos extremos, semelhantes mas muito mais energéticos do que as erupções de partículas que o nosso Sol produz.

Embora o magnetar, SGR 1806-20, se encontre a cerca de 30.000 anos-luz de distância, a "erupção gigante" de 2004 foi suficientemente brilhante para afetar as camadas superiores da atmosfera da Terra. Após a explosão inicial de raios gama, o telescópio espacial INTEGRAL também detectou um sinal de raios gama mais fraco, mas mais longo, que durou várias horas. Embora este brilho remanescente tenha sido relatado pela primeira vez por pesquisadores em 2005, no momento não houve qualquer explicação física convincente.

Agora, os cientistas mostraram que este sinal anteriormente inexplicado da famosa erupção gigante do magnetar de 2004 pode ser atribuído à emissão de raios gama do decaimento radioativo de elementos pesados, que foram recentemente sintetizados por uma série de reações nucleares na crosta da estrela de nêutrons, à medida que esta era expelida para o espaço durante a erupção gigante.

Estima-se que até 10% ou mais dos metais preciosos da Terra podem ser produzidos por magnetares. Embora muitos potenciais fenômenos que criam estes elementos tenham sido propostos ao longo dos anos, este representa apenas o segundo evento confirmado em que os elementos mais pesados do Universo podem ser sintetizados; o primeiro foi uma fusão de estrelas de nêutrons prevista em 2010 e confirmada observacionalmente em 2017. 

Esta descoberta abre uma série de novas questões relacionadas com a função que os magnetares podem desempenhar na propagação de elementos em todo o Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Columbia University

Astrônomos encontram pulsar piscando em câmera lenta

Astrônomos encontraram recentemente um estranho farol, a cerca de 2.600 anos-luz de distância, que parece ser um pulsar piscando em câmera lenta, algo que não deveria ser possível.

© Kevin Gill (ilustração da emissão de rádio por um pulsar)

Os cientistas agora planejam procurar mais desses objetos excêntricos, o que pode ajudar a preencher a lacuna entre os pulsares tradicionais e bem compreendidos de rotação rápida e aqueles poucos que giram mais lentamente. 

Os pulsares são como faróis cósmicos de alta velocidade. Eles são feitos de núcleos densos remanescentes de estrelas massivas que ficaram sem combustível nuclear e se transformaram em supernovas. Após a explosão, o que resta da estrela colapsa numa estrela de nêutrons de 10 quilômetros de diâmetro. 

Como o momento angular original (spin) da estrela é conservado, ser comprimida em um objeto tão pequeno significa que sua rotação acelera, da mesma forma que um patinador gira mais rápido quando recolhe os braços. Os pulsares emitem feixes de radiação de seus polos; esses feixes então varrem o Universo enquanto giram. Se esses feixes apontarem para a Terra, recebemos um flash de luz a cada rotação, normalmente em comprimentos de onda de rádio. 

Os pulsares vibram com precisão de relógio, sendo os mais rápidos piscando dezenas de milhares de vezes por minuto. Mesmo os mais lentos tendem a piscar pelo menos a cada 10 segundos. Mas em 2022, astrônomos encontraram um objeto emitindo pulsos de rádio como um pulsar, mas muito mais lentamente: apenas uma vez a cada 18 minutos. Desde então, cientistas descobriram mais alguns desses objetos, conhecidos como transientes de longo período, com períodos que variam de minutos a horas. 

Você poderia pensar que estes poderiam ser apenas pulsares de rotação muito lenta, mas há um problema com essa explicação. A energia de um pulsar vem de seu movimento giratório. Apesar de sua regularidade, os pulsares estão, na verdade, desacelerando gradualmente, e a energia perdida nessa desaceleração é convertida nos feixes de rádio que eles emitem. Transientes de longo período não podem ser pulsares lentos, porque eles já estão girando tão lentamente que a perda adicional de energia rotacional não é mais suficiente para alimentar feixes tão fortes quanto os que vemos deles.

O ponto em que um pulsar gira muito lentamente para produzir feixes de rádio é chamado de linha de morte do pulsar. Pulsares que caem abaixo dessa linha param de emitir feixes de rádio, então paramos de vê-los como pulsares. Portanto, transientes de longo período não podem ser tão lentos e tão brilhantes se forem causados ​​pelos mesmos mecanismos que os pulsares alimentados rotacionalmente. Alguns ainda podem ser estrelas de nêutrons se comportando de maneiras inesperadas. Outros podem ser objetos completamente diferentes, como anãs brancas ou sistemas binários. 

O pulsar recentemente descoberto, chamado PSR J0311+1402, pode oferecer novas pistas. Com um período de 41 segundos, ele gira muito mais lentamente do que pulsares típicos, mas muito mais rápido do que transientes de longo período. E os astrônomos acreditam que este objeto intermediário pode ser um elo perdido entre as duas populações. 

Cientistas avistaram o estroboscópio estelar com o Australian Square Kilometre Array Pathfinder (ASKAP) e acompanharam com outros observatórios de rádio para medir sua luminosidade, período e polarização, todos os quais indicam fortemente que se trata de um pulsar. Mas ele ainda gira muito lentamente para ser alimentado apenas por rotação.

Os astrônomos normalmente encontram pulsares usando um único radiotelescópio grande, que não consegue detectar facilmente flashes com menos de uma frequência a cada 10 segundos, porque os sinais mais lentos são mais fracos e mais facilmente perdidos no ruído de fundo. Transientes de longo período geralmente são encontrados usando conjuntos de múltiplas antenas de rádio trabalhando juntas, um método chamado interferometria. Esse método é menos sensível a pisca-piscas rápidos, porque a combinação dos sinais de vários telescópios leva tempo suficiente para borrar ou até mesmo apagar mudanças rápidas dos dados. Isso deixa pulsares com períodos médios, como o PSR J0311+1402, em um ponto cego para ambos os métodos. 

Mas isso está mudando, como mostra esta descoberta. Agora, os astrônomos estão usando um novo sistema com ASKAP chamado CRACO, que é perfeito para captar objetos nessa faixa ausente. É o sistema que encontrou o PSR J0311+1402 e pode ajudar a descobrir onde os pulsares param e os transientes de longo período começam, ou se eles são mais semelhantes do que se acretida. Responder a essas perguntas ajudará a entender toda a população de estrelas de nêutrons e o que alimenta suas emissões. 

A descoberta, e o mistério que ela ressalta, mostra o quanto ainda temos a aprender sobre o cosmos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Astronomy