As primeiras estrelas eram realmente tão grandes?

Turbulência caótica em nuvens primordiais de gás pode ter impedido a formação de estrelas extremamente massivas, de acordo com novas simulações de astrônomos taiwaneses.

© NOIRLab (campo de estrelas no Universo primitivo)

Esta ilustração mostra um campo de estrelas como elas teriam aparecido apenas 100 milhões de anos após o Big Bang.

O Universo primitivo consistia principalmente de hidrogênio e hélio, que, ao contrário de elementos mais pesados, não irradiam muito. As nuvens de gás que seriam os berços das estrelas, portanto, tiveram dificuldade para resfriar o suficiente para a formação de estrelas, a força da gravidade teve que agir contra a alta pressão do gás.

É por isso que a maioria dos astrônomos acredita que as primeiras estrelas do Universo devem ter sido verdadeiros gigantes, centenas de vezes mais massivas que o Sol. Mas, de acordo com Ke-Jung Chen (Instituto de Astronomia e Astrofísica da Academia Sinica, Taiwan) e seus colegas, essa imagem simples está incompleta. Suas simulações detalhadas de computador revelam que essas nuvens em colapso experimentaram turbulência supersônica, com a maior parte do gás se movendo a cinco vezes a velocidade do som. As ondas de choque resultantes fragmentaram nuvens maiores em pedaços menores e até ajudaram a gravidade a superar a pressão do gás.

Para chegar a essa conclusão, a equipe adaptou o IllustrisTNG, uma simulação computacional do nosso cosmos. Os pesquisadores se concentraram em uma única concentração de massa no Universo primordial, o chamado diminuto halo de matéria escura, com cerca de 10 milhões de massas solares. Usando uma técnica chamada divisão de partículas, eles conseguiram rastrear partículas de apenas 0,2 massas solares (minúsculas em comparação com a simulação original, que possui partículas de 84.000 massas solares). A simulação ampliada revelou que o gás em queda torna-se altamente turbulento em escalas de centenas de anos-luz, resultando em múltiplos aglomerados densos que geram estrelas tão pequenas quanto oito massas solares.

© IllustrisTNG (simulação computacional do cosmos)

Esta imagem 3D mostra vários aglomerados densos de gás no centro do halo, representados como bolhas amarelas a vermelhas. Um desses aglomerados tornou-se denso o suficiente para começar a colapsar sob sua própria gravidade, um processo chamado instabilidade de Jeans. Ele está formando uma estrela de primeira geração (Pop III) com uma massa de cerca de 8 vezes a do nosso Sol.

Os resultados indicam que a turbulência supersônica pode ser comum em halos primordiais e pode desempenhar um papel crucial na fragmentação em escala de nuvens, fornecendo uma maneira de formar as primeiras estrelas menos massivas. No entanto, a simulação computacional não incorpora processos de radiação, algo que realmente não pode ser ignorado nessas escalas.

Nos últimos anos, surgiram outros indícios de que estrelas extremamente massivas devem ter sido relativamente raras no Universo primitivo. Espera-se que estrelas entre 80 e 260 massas solares terminem suas breves vidas nas chamadas supernovas de instabilidade de par, que devem deixar traços reveladores na composição das gerações subsequentes de estrelas. No entanto, essas impressões digitais químicas se mostram menos abundantes do que o esperado. Essas novas simulações computacionais podem explicar o porquê.

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

A influência dos planetas pode atenuar a atividade solar

O nosso Sol é cerca de cinco vezes menos magneticamente ativo do que outras estrelas semelhantes.

© Solar Dynamics Observatory (ejeção de massa coronal do Sol)

A razão para isso pode residir nos planetas do nosso Sistema Solar, afirmam pesquisadores do HZDR (Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf). Nos últimos dez anos, desenvolveram um modelo que deriva praticamente todos os ciclos de atividade conhecidos do Sol a partir da influência cíclica das forças de maré dos planetas. Agora, também conseguiram demonstrar que essa sincronização externa reduz automaticamente a atividade solar.

De momento, o Sol está atingindo um nível máximo de atividade que só é observado a cada onze anos, aproximadamente. É por isso que nós, na Terra, observamos mais auroras polares e tempestades solares, bem como um clima espacial turbulento em geral. Isto tem impacto nos satélites espaciais e até mesmo na infraestrutura tecnológica da Terra. Apesar disso, em comparação com outras estrelas semelhantes ao Sol, as erupções de radiação mais fortes do nosso Sol são 10 a 100 vezes mais fracas.

Este ambiente relativamente tranquilo pode ser uma condição prévia importante para a Terra ser habitável. Não menos importante por esta razão, os físicos solares querem compreender o que impulsiona precisamente a atividade solar. Sabe-se que a atividade solar tem muitos padrões, flutuações periódicas mais curtas e mais longas, que variam de algumas centenas de dias a vários milhares de anos. Mas há maneiras muito diferentes de explicar os mecanismos físicos subjacentes.

O modelo desenvolvido pela equipa liderada por Frank Stefani, do Instituto de Dinâmica de Fluidos do HZDR, vê os planetas como marca-passos: segundo essa compreensão, aproximadamente a cada onze anos, Vênus, Terra e Júpiter concentram as suas forças de maré combinadas no Sol. Através de um mecanismo físico complexo, de cada vez que o fazem, dão um pequeno empurrão ao impulso magnético interno do Sol. Em combinação com o movimento orbital em forma de roseta do Sol, isto leva a flutuações periódicas sobrepostas de durações variáveis, exatamente como observado no Sol.

No trabalho recente, os pesquisadores dão o nome OQB (Oscilação Quasi-Bienal), uma flutuação aproximadamente bianual em vários aspetos da atividade solar. O ponto especial aqui é que, a OQB não só pode ser atribuída a um período preciso, mas também leva automaticamente a uma atividade solar atenuada. Até agora, os dados solares geralmente relatavam períodos de OQB de 1,5 a 1,8 anos.

Em trabalhos anteriores, alguns pesquisadores sugeriram uma ligação entre a OQB e os chamados eventos GLE (Ground Level Enhancement). São ocorrências esporádicas durante as quais partículas solares ricas em energia provocam um aumento repentino da radiação cósmica na superfície da Terra. Um estudo realizado em 2018 mostra que os eventos de radiação medidos perto do solo ocorreram mais na fase positiva de uma oscilação com um período de 1,73 anos. Ao contrário da suposição habitual de que essas erupções de partículas solares são fenômenos aleatórios, esta observação indica um processo cíclico fundamental. Foi descoberto a maior correlação para um período de 1,724 anos. 

Apesar do campo magnético do Sol oscilar entre o mínimo e o máximo ao longo de um período de onze anos, a OQB impõe um padrão adicional de curto prazo na intensidade do campo. Isto reduz a intensidade geral do campo, pois o campo magnético do Sol não mantém o seu valor máximo por tanto tempo. Um diagrama de frequência revela dois picos: um na intensidade máxima do campo e outro quando a OQB oscila de volta. Este efeito é conhecido como bimodalidade do campo magnético solar. No modelo, os dois picos fazem com que a intensidade média do campo magnético solar seja reduzida, uma consequência lógica da OQB.

Este efeito é muito importante porque o Sol é mais ativo durante as intensidades de campo mais altas. É quando ocorrem os eventos mais intensos, com enormes tempestades geomagnéticas, como o evento Carrington de 1859, quando auroras polares puderam ser vistas até em Roma e Havana, e altas tensões danificaram linhas telegráficas. Se o campo magnético do Sol permanecer em intensidades de campo mais baixas por um período significativamente mais longo, no entanto, isso reduz a probabilidade de eventos muito violentos.

Um artigo foi publicado no periódico Solar Physics.

Fonte: HZDR

O "Olho de Sauron" no espaço profundo

Localizado a bilhões de anos-luz de distância, o blazar PKS 1424+240, conhecido como "Olho de Sauron", há muito que intriga os astrônomos.

© VLBA (Olho de Sauron)

Destacava-se como o blazar emissor de neutrinos mais brilhante conhecido no céu, conforme identificado pelo Observatório de Neutrinos IceCube, e também brilhava em raios gama altamente energéticos observados por telescópios Cherenkov terrestres.

No entanto, estranhamente, o seu jato de rádio parecia mover-se lentamente, contrariando as expectativas de que apenas os jatos mais rápidos podem alimentar emissões tão intensas de alta energia. Agora, graças a 15 anos de observações rádio ultraprecisas do VLBA (Very Long Baseline Array), os pesquisadores conseguiram criar uma imagem profunda deste jato com uma resolução sem precedentes.

Como o jato está alinhado quase exatamente na direção da Terra, a sua emissão de alta energia é ampliada dramaticamente pelos efeitos da relatividade especial. Este alinhamento causa um aumento de brilho por um fator de 30 ou mais. Ao mesmo tempo, o jato parece mover-se lentamente devido aos efeitos de projeção, uma clássica ilusão de ótica.

Esta geometria frontal permitiu aos cientistas observar diretamente o coração do jato do blazar, uma oportunidade extremamente rara. Sinais de rádio polarizados ajudaram no mapeamento da estrutura do campo magnético do jato, revelando a sua provável forma helicoidal ou toroidal. Esta estrutura desempenha uma função fundamental no lançamento e na colimação do fluxo de plasma e pode ser essencial para acelerar partículas com energias extremas.

A descoberta é um triunfo para o programa MOJAVE (Monitoring Of Jets in Active galactic nuclei with VLBA Experiments), um esforço de décadas para monitorar jatos relativísticos em galáxias ativas usando o VLBA. Os cientistas utilizam a técnica de interferometria de longa linha de base, que liga radiotelescópios em todo o mundo para formar um telescópio virtual do tamanho da Terra. Isto fornece a mais alta resolução disponível em astronomia, permitindo-lhes estudar os detalhes finos de jatos cósmicos distantes.

Este resultado reforça a ligação entre jatos relativísticos, neutrinos altamente energéticos e o papel dos campos magnéticos na formação de aceleradores cósmicos, um marco na astronomia multimensageira.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

A água de um cometa contém pistas sobre a vida na Terra

Uma nova pesquisa revelou evidências convincentes de que a água de um cometa é muito semelhante à encontrada nos oceanos da Terra, oferecendo um novo apoio à ideia de que os cometas podem ter desempenhado um papel crucial no fornecimento de água  ao nosso planeta, e possivelmente alguns dos ingredientes moleculares para a vida.

© NASA (cometa disseminando água na Terra)

Usando o poderoso ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma equipe internacional de cientistas liderada por Martin Cordiner, do Goddard Space Flight Center da NASA, mapeou a distribuição tanto da água comum (H2O) quanto da água "pesada" (HDO, que contém o isótopo mais pesado, deutério) na cabeleira (a nuvem de gás que envolve o núcleo) do cometa tipo-Halley, 12P/Pons-Brooks, durante a sua aproximação ao Sol.

Esta é a primeira vez que se consegue um mapeamento espacial tão detalhado destas duas formas de água num cometa. As observações do ALMA foram então combinadas com dados sobre água e outros gases, observados usando o IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, para formar uma imagem mais completa do cometa. Ao combinar as capacidades complementares destes dois telescópios, os pesquisadores conseguiram medir com maior precisão a proporção de deutério para hidrogênio (D/H) na água do cometa, uma impressão digital química que ajuda a rastrear as origens e a história da água em todo o Sistema Solar.

Surpreendentemente, a proporção D/H da água no cometa 12P/Pons-Brooks foi considerada praticamente indistinguível da dos oceanos da Terra. A medição, (1,71±0,44)×10^−4, é a menor proporção já medida num cometa tipo-Halley e está na extremidade inferior dos valores observados anteriormente em outros cometas.

Cometas como este são relíquias congeladas que sobraram do nascimento do nosso Sistema Solar há 4,5 bilhões de anos. Pensa-se que a Terra se formou a partir de materiais sem água, por isso há muito que se sugere que os impactos de cometas foram a fonte da água da Terra.

Os novos resultados fornecem a evidência mais forte até agora de que pelo menos alguns cometas tipo-Halley transportavam água com a mesma assinatura isotópica encontrada na Terra, apoiando a ideia de que os cometas podem ter ajudado a tornar o nosso planeta habitável.

Os cometas tipo-Halley são uma classe de cometas com períodos orbitais intermediários (entre 20 e 200 anos) e visitam o Sistema Solar interior apenas raramente. As conclusões do estudo são significativas porque medições anteriores em outros cometas frequentemente mostravam água com uma proporção D/H diferente da da Terra, deixando em dúvida a origem cometária da água da Terra. Esta nova medição sugere que alguns cometas, particularmente aqueles como o 12P/Pons-Brooks, poderiam ter transportado água, e possivelmente outros elementos essenciais à vida, para uma Terra jovem.

A pesquisa também confirma a origem dos gases observados, fornecendo uma imagem mais precisa da verdadeira composição do cometa. Ao mapear tanto o H2O como o HDO na cabeleira do cometa, é possível dizer se estes gases provêm dos gelos dentro do corpo sólido do núcleo, em vez de se formarem a partir de processos químicos ou outros processos na coma (cabeleira) gasosa.

As observações só foram possíveis graças à sensibilidade excepcional e às capacidades únicas de imagem do ALMA, que permitiram detectar a fraca assinatura de água pesada emanada das regiões mais internas da coma, algo que nunca antes tinha sido mapeado num cometa.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

O buraco negro mais antigo do Universo

Astrônomos identificaram o buraco negro mais distante do Universo.

© Erick Zumalt (ilustração da galáxia CAPERS-LRD-z9)

O buraco negro e a galáxia hospedeira, CAPERS-LRD-z9, estão presentes 500 milhões de anos após o Big Bang. Isto coloca-o 13,3 bilhões de anos no passado, quando o Universo tinha apenas 3% da sua idade atual, constituindo uma oportunidade única para estudar a estrutura e a evolução deste período enigmático.

Embora os astrônomos tenham encontrado alguns candidatos mais distantes, ainda não encontraram a assinatura espectroscópica distinta associada a um buraco negro. Com a espectroscopia, é possível analisar a luz nos seus vários comprimentos de onda para estudar as características de um objeto. Para identificar buracos negros, são procurados indícios de gás em movimento rápido. À medida que circula e cai num buraco negro, a luz do gás que se afasta de nós é esticada para comprimentos de onda muito mais vermelhos, e a luz do gás que se aproxima de nós é comprimida para comprimentos de onda muito mais azuis.

Os astrônomos utilizaram dados do programa CAPERS (CANDELS-Area Prism Epoch of Reionization Survey) do telescópio espacial James Webb para a sua pesquisa. Lançado em 2021, o JWST fornece as vistas mais distantes disponíveis do espaço, e o CAPERS fornece observações da orla mais externa.

Inicialmente visto como uma mancha interessante nas imagens do programa, CAPERS-LRD-z9 acabou por fazer parte de uma nova classe de galáxias conhecidas como "Pequenos Pontos Vermelhos". Presentes apenas nos primeiros 1,5 bilhões de anos do Universo, estas galáxias são muito compactas, vermelhas e inesperadamente brilhantes. Por um lado, esta galáxia vem juntar-se à evidência crescente de que os buracos negros supermassivos são a fonte do brilho inesperado dos Pequenos Pontos Vermelhos. Normalmente, esse brilho indicaria uma abundância de estrelas numa galáxia. No entanto, os Pequenos Pontos Vermelhos existem num momento em que uma massa tão grande de estrelas é improvável. 

Esta galáxia é também notável pela dimensão colossal do seu buraco negro. Estimado em 300 milhões de vezes mais do que o nosso Sol, a sua massa chega a ser metade da de todas as estrelas da galáxia. Mesmo entre os buracos negros supermassivos, este é particularmente grande. Encontrar um buraco negro tão massivo tão cedo fornece aos astrônomos uma oportunidade valiosa para estudar o desenvolvimento destes objetos. Um buraco negro presente no Universo mais recente terá tido diversas oportunidades de aumentar de volume durante a sua vida. Mas um presente nas primeiras centenas de milhões de anos não teria.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: McDonald Observatory

Luz ultravioleta revela as consequências de uma rara colisão de estrelas

Astrônomos obtiveram evidências convincentes de que uma anã branca próxima é o remanescente da fusão de duas estrelas, uma descoberta estelar rara revelada através de observações ultravioletas, pelo telescópio espacial Hubble, do carbono na atmosfera quente da estrela.

© Snehalata Sahu (fusão entre uma anã branca com uma estrela subgigante)

As anãs brancas são os núcleos densos deixados para trás quando as estrelas esgotam o seu combustível e entram em colapso. São brasas estelares do tamanho da Terra, com tipicamente metade da massa do Sol, constituídas por núcleos de carbono-oxigênio com camadas superficiais de hélio e hidrogênio. Embora as anãs brancas sejam comuns no Universo, as que têm uma massa excepcionalmente elevada (mais do que o Sol) são raras e enigmáticas.

Astrônomos da Universidade de Warwick relatam as suas investigações sobre uma anã branca de elevada massa conhecida, situada a 130 anos-luz de distância, denominada WD 0525+526. Com uma massa 20% superior à do nosso Sol, WD 0525+526 é considerada "ultramassiva" e a forma como esta estrela se formou não é totalmente compreendida.

Uma anã branca deste tipo poderia formar-se a partir do colapso de uma estrela massiva. No entanto, dados ultravioleta do telescópio espacial Hubble revelaram que WD 0525+526 tem pequenas quantidades de carbono subindo do seu núcleo para a sua atmosfera rica em hidrogênio, sugerindo que esta anã branca não teve origem numa única estrela massiva.

À luz óptica, WD 0525+526 parece uma anã branca pesada, mas normal. No entanto, através de observações no ultravioleta obtidas com o Hubble, foi possível detectar fracas assinaturas de carbono que não eram visíveis aos telescópios ópticos. Encontrar pequenas quantidades de carbono na atmosfera é um sinal revelador de que esta anã branca massiva é provavelmente o remanescente de uma fusão entre duas estrelas que colidiram. Também nos diz que podem haver muitos mais remanescentes de fusões como esta, mascarados de anãs brancas comuns com atmosfera de hidrogênio puro. Só as observações no ultravioleta seriam capazes de as revelar. 

Normalmente, o hidrogênio e o hélio formam uma barreira espessa ao redor do núcleo de uma anã branca, mantendo elementos como o carbono escondidos. Numa fusão de duas estrelas, as camadas de hidrogênio e hélio podem queimar-se quase completamente à medida que as estrelas se combinam. A estrela singular resultante tem um invólucro muito fino que já não impede o carbono de chegar à superfície - é exatamente isto que se encontra em WD 0525+526.

Foi medido que as camadas de hidrogênio e hélio são dez bilhões de vezes mais finas do que nas anãs brancas típicas. Pensa-se que estas camadas foram removidas durante a fusão, e é isto que permite agora que o carbono apareça à superfície. Mas este remanescente também é incomum: tem cerca de 100.000 vezes menos carbono à superfície do que outros remanescentes da fusão. O baixo nível de carbono, juntamente com a elevada temperatura da estrela (quase quatro vezes mais quente do que o Sol), informa que WD 0525+526 está muito mais adiantada na sua evolução pós-fusão do que as anteriormente encontradas. Esta descoberta ajuda a compreender melhor o destino dos sistemas estelares binários, o que é fundamental para fenômenos relacionados, como as explosões de supernova.

Acrescentando o mistério está a forma como o carbono atinge a superfície nesta estrela muito mais quente. As outras estrelas remanescentes de fusões estão numa fase mais avançada da sua evolução e são suficientemente frias para que a convecção traga o carbono para a superfície. Mas WD 0525+526 é demasiado quente para esse processo. Foi identificada uma forma mais sutil de mistura chamada semiconvecção, vista aqui pela primeira vez numa anã branca. Este processo permite que pequenas quantidades de carbono subam lentamente para a atmosfera rica em hidrogênio da estrela.

À medida que WD 0525+526 continua evoluindo e arrefecendo, espera-se que, com o tempo, surja mais carbono à sua superfície. Para já, o seu brilho ultravioleta oferece um raro vislumbre da fase inicial do rescaldo de uma fusão estelar, e uma nova referência sobre a forma como as estrelas binárias terminam as suas vidas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick