O núcleo da Galáxia do Compasso

A Galáxia do Compasso, uma galáxia a cerca de 13 milhões de anos-luz de distância, contém um buraco negro supermassivo ativo que continua influenciando a sua evolução.

© STScI (núcleo da Galáxia do Compasso)

Pensava-se que a maior fonte de luz infravermelha da região mais próxima do buraco negro eram os fluxos de matéria superaquecida que eram projetados para fora. Agora, novas observações do telescópio espacial James Webb, vistas aqui com uma nova imagem do telescópio espacial Hubble, fornecem evidências que invertem esta ideia, sugerindo que a maior parte do material quente e poeirento está alimentando o buraco negro central. A técnica usada para recolher estes dados também tem potencial para analisar os componentes de fluxo e acreção de outros buracos negros próximos.

Os buracos negros supermassivos, como o da Galáxia do Compasso, mantêm-se ativos consumindo a matéria circundante. O gás e a poeira em queda acumulam-se num anel em forma de rosquinha em torno do buraco negro, conhecido como toro. À medida que os buracos negros supermassivos recolhem matéria das paredes interiores do toro, formam um disco de acreção, semelhante a um remoinho de água em volta de um ralo. Este disco aquece por atrito, acabando por ficar suficientemente quente para emitir luz. Esta matéria incandescente pode tornar-se tão brilhante que a resolução de pormenores no centro da galáxia, com telescópios terrestres, é difícil. É ainda mais difícil devido à luz brilhante e oculta das estrelas no interior da Galáxia do Compasso. Além disso, como o toro é incrivelmente denso, a região interior do material em queda, aquecido pelo buraco negro, é obscurecida do nosso ponto de vista.

Desde a década de 1990 que não é possível explicar o excesso de emissões infravermelhas que provêm da poeira quente nos núcleos das galáxias ativas, o que significa que os modelos têm a maior parte da emissão perto do centro proveniente dos fluxos. Para testar esta teoria, os astrônomos precisavam de duas coisas: a capacidade de filtrar a luz das estrelas, que anteriormente impedia uma análise mais profunda, e a capacidade de distinguir as emissões infravermelhas do toro das dos fluxos.

Para olhar para o centro da Galáxia do Compasso, foi utilizada a ferramenta AMI (Aperture Masking Interferometer) do instrumento NIRISS (Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph) do Webb. Na Terra, os interferômetros assumem normalmente a forma de conjuntos de telescópios: espelhos ou antenas que funcionam em conjunto como se fossem um único telescópio, que possibilta reconstruir o tamanho, a forma e as características de objetos distantes com muito mais pormenor do que as técnicas não interferométricas. A ferramenta AMI permite que o Webb se transforme num conjunto de telescópios menores que trabalham em conjunto como um interferômetro, criando por si só estes padrões de interferência. Para tal, utiliza uma abertura especial composta por sete pequenos orifícios hexagonais que, tal como em fotografia, controlam a quantidade e a direção da luz que entra nos detectores do telescópio, duplicando a sua resolução numa área menor do céu.

Os dados mostraram que, contrariamente aos modelos que previam que o excesso de infravermelhos provinha dos fluxos, cerca de 87% das emissões infravermelhas da poeira quente na Galáxia do Compasso provêm das áreas mais próximas do buraco negro, enquanto menos de 1% das emissões provêm dos fluxos de poeira quente. Os restantes 12% provêm de distâncias mais afastadas que não podiam ser distinguidas anteriormente.

Embora o mistério do excesso de emissões da Galáxia do Compasso tenha sido resolvido, existem bilhões de buracos negros no nosso Universo. A equipe salienta que a existência de buracos negros com luminosidades diferentes pode influenciar o fato de a maior parte das emissões ser proveniente do toro de um buraco negro ou dos seus fluxos.

O estudo de outros alvos será essencial para a construção de um catálogo de dados de emissões que permita descobrir se os resultados da Galáxia do Compasso são únicos ou característicos de um padrão.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Encontrado o elo perdido dos planetas mais comuns da Galáxia

Uma das maiores surpresas recentes da astronomia é a descoberta de que a maior parte das estrelas como o Sol abrigam um planeta entre o tamanho da Terra e de Netuno dentro da órbita de Mercúrio, tamanhos e órbitas ausentes do nosso Sistema Solar.

© NINS (ilustração do sistema planetário V1298 Tau)

Estas "super-Terras" e "sub-Netunos" são os planetas mais comuns da Galáxia, mas a sua formação tem estado envolta em mistério. Agora, astrônomos encontraram um elo crucial em falta. Ao "pesar" quatro planetas recém-nascidos no sistema V1298 Tau, captaram uma rara visão de mundos no processo de se transformarem nos tipos de planetas mais comuns da Galáxia.

O estudo centrou-se em V1298 Tau, uma estrela com apenas cerca de 20 milhões de anos, um piscar de olhos no tempo cósmico em comparação com o nosso Sol com 4,5 bilhões de anos. Em órbita desta jovem e ativa estrela estão quatro planetas gigantes, todos com tamanhos entre Netuno e Júpiter, apanhados numa fase fugaz e turbulenta de rápida evolução. Este sistema parece ser um antepassado direto dos sistemas compactos e multiplanetários que se encontram por toda a Galáxia.

Tal como a Pedra de Roseta que ajudou na decifração dos hieróglifos egípcios, V1298 Tau ajuda-nos a descodificar como os planetas mais comuns da Galáxia surgiram. Durante uma década, a equipe utilizou um arsenal de telescópios terrestres e espaciais para medir com precisão o momento em que cada planeta passava em frente da estrela, um evento conhecido como trânsito. Ao cronometrar estes trânsitos, os astrônomos detectaram que as órbitas dos planetas não eram perfeitamente regulares. A sua configuração orbital e a gravidade fazem com que puxem uns pelos outros, acelerando ou abrandando ligeiramente a sua dança celeste.

Estas pequenas alterações de tempo, chamadas Variações de Tempo de Trânsito (VTTs), permitiram à equipe medir, pela primeira vez, a massa dos planetas de forma robusta. Ao usar as VTTs, é aplicada essencialmente a gravidade dos planetas uns contra os outros. O tempo exato em que eles puxam pelos seus vizinhos permitiu calcular as suas massas e evitar os obstáculos com esta jovem estrela.

Os planetas, apesar de terem 5 a 10 vezes o raio da Terra, têm massas de apenas 5 a 15 vezes a do nosso planeta. Isto torna-os incrivelmente pouco densos, mais parecidos com algodão doce do tamanho de um planeta do que com mundos rochosos. Os raios incomumente grandes dos planetas jovens levaram à hipótese de que têm densidades muito baixas e excepcionalmente "inchados". O seu inchaço ajuda a resolver um enigma de longa data na formação de planetas. Um planeta que simplesmente se forma e arrefece ao longo do tempo seria muito mais compacto. A análise da equipe revela que estes planetas devem ter sofrido uma transformação dramática no início das suas vidas, perdendo rapidamente grande parte das suas atmosferas iniciais e arrefecendo drasticamente quando o disco rico em gás ao redor da sua jovem estrela desapareceu.

Estes planetas já sofreram uma transformação dramática, perdendo rapidamente grande parte das suas atmosferas originais e arrefecendo mais depressa do que o esperado pelos modelos padrão. V1298 Tau é um elo crítico entre as nebulosas formadoras de estrelas e planetas que vemos por todo o céu e os sistemas planetários maduros que agora foram descobertos aos milhares. O sistema V1298 Tau serve agora como um laboratório crucial para compreender as origens dos planetas mais abundantes da Via Láctea, dando aos cientistas um vislumbre sem precedentes das vidas turbulentas e transformadoras de mundos jovens. Compreender sistemas como V1298 Tau pode também ajudar a explicar porque é que o nosso próprio Sistema Solar não tem as super-Terras e sub-Netunos que são tão abundantes em outras partes da Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Uma explicação alternativa para os Pequenos Pontos Vermelhos

Astrônomos apresentam uma explicação alternativa para os Pequenos Pontos Vermelhos.

© M. Weiss (ilustração de invólucro numa estrela supermassiva)

Esta ilustração mostra uma estrela supermassiva ligeiramente envolvida por um invólucro exterior e "cortada" para revelar a estrutura do seu núcleo denso. Tal como as suas congêneres massivas, as estrelas extremamente massivas apresentam um núcleo convectivo onde ocorrem reações nucleares, produzindo enormes quantidades de energia transportada para a superfície por fótons. Apesar disso, as camadas exteriores são extremamente extensas e difusas, de modo que a energia do núcleo é espalhado por um enorme volume antes de atingir a superfície. Isto, por sua vez, baixa a temperatura da superfície da estrela, dando-lhe uma aparência vermelha distinta.

Utilizando dados do telescópio espacial James Webb da NASA, astrônomos do Centro de Astrofísica da Harvard & Smithsonian revelaram que os objetos distantes mais misteriosos do Universo, conhecidos como Pequenos Pontos Vermelhos (ou LRDs, sigla inglesa para "Little Red Dots"), podem na realidade ser estrelas gigantescas e de vida curta. As descobertas oferecem um vislumbre direto de como os primeiros buracos negros supermassivos do Universo podem ter sido formados, marcando um avanço na compreensão sobre o cosmos primitivo.

À medida que o Universo se expande, a luz de objetos muito distantes adquire cores mais vermelhas. Os primeiros telescópios espaciais, como o Hubble, foram construídos para detectar comprimentos de onda mais curtos da luz e, embora vissem alvos interessantes que mais tarde se revelaram LRDs, os cientistas não conseguiam dizer exatamente o que eram.

Em 2022, as primeiras imagens profundas do Webb, um telescópio concebido para ver comprimentos de onda mais longos, revelaram Pequenos Pontos Vermelhos no Universo distante. Os novos resultados deram aos cientistas mais contexto sobre o que poderiam ser estes objetos misteriosos, compactos e muito antigos. As teorias anteriores para explicar os Pequenos Pontos Vermelhos exigiam explicações complicadas envolvendo buracos negros, discos de acreção e nuvens de poeira, mas o novo modelo mostra que uma única estrela massiva também pode produzir naturalmente todas as assinaturas chave dos LRDs: brilho extremo, um espectro distinto em forma de V e a rara combinação de uma emissão brilhante de hidrogênio.

Agora, pela primeira vez, os astrônomos criaram um modelo físico detalhado de uma estrela supermassiva rara, sem metais e de crescimento rápido, com cerca de um milhão de vezes a massa do Sol, e mostraram que as suas características únicas são uma combinação perfeita para os Pequenos Pontos Vermelhos.

Enquanto as estrelas de uma vasta gama de massas se alinham com ambas as medidas espectrais para os LRDs, apenas as mais massivas têm a luminosidade correta. Os pesquisadores pensam que se conseguirem encontrar mais Pequenos Pontos Vermelhos que sejam menos luminosos e massivos do que os do estudo, serão capazes de descobrir a verdade sobre o porquê e como isto acontece. Os novos resultados estão ajudando os cientistas a dar um passo em frente na compreensão dos Pequenos Pontos Vermelhos, fornecendo evidências diretas dos momentos finais e brilhantes que ocorrem imediatamente antes de uma estrela gigante colapsar num buraco negro.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Onda de choque misteriosa em torno de estrela morta

Astrônomos foram surpreendidos por onda de choque misteriosa em torno de estrela morta.

© ESO / VLT (estrela morta criando uma onda de choque)

O gás e a poeira ejetados pelas estrelas podem, nas condições certas, colidir com o meio circundante e criar uma onda de choque. Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos captaram imagens de uma onda de choque em torno de uma estrela morta, uma descoberta que os deixou intrigados. Segundo todos os mecanismos conhecidos, a pequena estrela morta RXJ0528+2838 não deveria ter este tipo de estrutura em seu redor. A descoberta, tão enigmática quanto impressionante, desafia a nossa compreensão de como as estrelas já mortas interagem com o meio que as rodeia. As observações revelaram um poderoso jato que, de acordo com o nosso conhecimento atual, não deveria existir.

A estrela RXJ0528+2838 situa-se a 730 anos-luz de distância de nós e, tal como o Sol e outras estrelas, orbita em torno do centro da nossa Galáxia. À medida que se move, a estrela vai interagindo com o gás do meio interestelar (o espaço que existe entre as estrelas), criando um tipo de onda de choque que pode ser descrita como um arco curvo de material, semelhante à onda que se forma na frente de um navio em movimento. Estas ondas de choques são geralmente criadas por material ejetado pela estrela central mas, no caso da RXJ0528+2838, nenhum dos mecanismos conhecido consegue explicar totalmente as observações agora obtidas.

A RXJ0528+2838 é uma anã branca, ou seja, o núcleo que resta de uma estrela de pequena massa na fase final da sua vida, e tem em sua órbita uma estrela companheira semelhante ao Sol. Em sistemas binários deste tipo, o material da companheira é transferido para a anã branca, dando frequentemente origem a um disco em seu redor. Este disco vai alimentando a anã branca, mas uma parte da matéria é também ejetada para o espaço, o que produz jatos poderosos. No entanto, a RXJ0528+2838 não mostra sinais de possuir um disco, o que torna a origem do jato e da nebulosa resultante um mistério.

A equipe detectou pela primeira vez uma estranha nebulosidade em torno da RXJ0528+2838 em imagens obtidas pelo telescópio Isaac Newton, na Espanha. Notando a sua forma incomum, os pesquisadores observaram-na com mais detalhe com o auxílio do instrumento MUSE montado no VLT. As observações do MUSE permitiram mapear a onda de choque com todo o detalhe e analisar a sua composição, o que foi crucial para confirmar que esta estrutura tem realmente origem no sistema binário e não numa nebulosa ou nuvem interestelar não relacionadas.

A forma e o tamanho da onda de choque observada sugerem que a anã branca está expelindo um poderoso jato há, pelo menos, um milhar de anos. Os cientistas não sabem exatamente como é que uma estrela morta sem disco é capaz de alimentar um jato tão duradouro, mas têm algumas ideias. Sabe-se que a RXJ0528+2838 possui um forte campo magnético, agora confirmado pelos dados do MUSE. Este campo magnético transfere o material transferido à estrela companheira diretamente para a anã branca, sem que haja a formação de um disco em seu redor.

Os resultados sugerem a existência de uma fonte de energia oculta, provavelmente o forte campo magnético. Os dados mostram que o campo magnético atual é suficientemente forte para alimentar uma onda de choque deste tipo com duração de algumas centenas de anos, ou seja, apenas explica parcialmente o que está sendo observado. Para melhor compreender a natureza destes jatos sem disco, é necessário estudar muito mais sistemas binários. O futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO ajudará os astrônomos a detectar e a mapear com todo o detalhe muitos destes sistemas, e também outros mais tênues, o que, eventualmente, ajudará na compreesão da misteriosa fonte de energia que permanece inexplicada.

Este trabalho foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Evolução do remanescente da Supernova de Kepler

Um novo vídeo mostra a evolução do remanescente da Supernova de Kepler.

© Chandra / Pan-STARRS (Supernova de Kepler)

O vídeo mostra as alterações no remanescente da Supernova de Kepler, utilizando dados do Observatório de raios X Chandra da NASA, captados ao longo de mais de duas décadas e meia, com observações efetuadas em 2000, 2004, 2006, 2014 e 2025. Neste vídeo, que é o mais abrangente com dados coletados pelo Chandra, os raios X (azul) do telescópio foram combinados com uma imagem óptica (vermelho, verde e azul) do Pan-STARRS.

A Supernova de Kepler, cujo nome honra o astrônomo alemão Johannes Kepler, foi observada pela primeira vez no céu noturno em 1604. Atualmente, sabemos que uma estrela anã branca explodiu quando excedeu uma massa crítica, depois de ter retirado material de uma estrela companheira ou de se ter fundido com outra anã branca. Este tipo de supernova é conhecido como Tipo Ia, e os cientistas utilizam-no para medir a expansão do Universo. Os remanescentes de supernova, os campos de detritos deixados para trás depois de uma explosão estelar, brilham frequentemente em raios X, porque o material foi aquecido a milhões de graus devido à explosão.

O remanescente está localizado na nossa Galáxia, a cerca de 17.000 anos-luz da Terra, permitindo ao Chandra obter imagens detalhadas dos detritos e da forma como muda com o tempo. Foi mostrado que as partes mais rápidas do remanescente estão viajando a cerca de 22,2 milhões de quilômetros por hora (2% da velocidade da luz), movendo-se em direção à parte inferior da imagem. Entretanto, as partes mais lentas estão viajando em direção ao topo a cerca de 6,4 milhões de quilômetros por hora (0,5% da velocidade da luz). Esta grande diferença de velocidade deve-se ao fato de o gás no qual o remanescente está penetrando, na parte superior da imagem, ser mais denso do que o gás na parte inferior.

A equipe também examinou a largura das orlas que formam a onda de choque da explosão. A onda de choque é a borda principal da explosão e a primeira a encontrar material fora da estrela. Ao medir a sua largura e a velocidade a que se desloca, os astrônomos obtêm mais informações sobre a explosão estelar e sobre os seus arredores.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics