Maser e buraco negro supermassivo

A imagem abaixo captada pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble, mostra uma galáxia chamada UGC 6093.

© Hubble (UGC 6093)

A UGC 6093 é uma galáxia espiral barrada, que tem belos braços que curvam para fora de uma barra que corta o centro da galáxia. É classificada como uma galáxia ativa, o que significa que ela hospeda um núcleo galáctico ativo (AGN), ou seja, uma região compacta no centro de uma galáxia, dentro da qual o material é arrastado para um buraco negro supermassivo. Como este buraco negro devora a matéria circundante, ele emite radiação intensa, fazendo com que ela brilhe intensamente.

Mas a UGC 6093 é ainda mais exótica. A galáxia essencialmente atua como um laser astronômico gigante que expande a luz no micro-ondas, este comprimentos de onda não é visível, sendo este tipo de objeto denominado megamaser (o que é o termo para um laser de micro-ondas). Os megamasers como o UGC 6093 podem ser cerca de 100 milhões de vezes mais brilhantes do que os masers encontrados em galáxias como a Via Láctea.

A câmara do Hubble observa a luz que abrange os comprimentos de onda do infravermelho próximo, através do alcance visível, até o ultravioleta próximo. Tem dois canais que detectam e processam luz diferente, permitindo que os astrônomos estudem uma variedade notável de fenômenos astrofísicos; por exemplo, o canal UV-visível pode estudar galáxias submetidas à formação de estrelas mssivas, enquanto o canal do infravermelho próximo pode estudar a luz vermelha de galáxias no Universo distante. Esta imagem multibanda torna o Hubble inestimável no estudo das galáxias megamaser, pois é capaz de desvendar sua complexidade intrigante.

Fonte: ESA

A nebulosa M78 na constelação de Órion

As nuvens de poeira interestelar e as nebulosas brilhantes abundam na fértil constelação de Órion.

© Fabian Neyer (M78)

Uma das nebulosas mais brilhantes é a M78, que aparece no centro da imagem acima, vista em campo amplo cobrindo uma área ao norte do Cinturão de Órion. Localizada a uma distância de cerca de 1.500 anos-luz, a nebulosa de reflexão azulada tem aproximadamente 5 anos-luz de diâmetro.

Sua tonalidade é devido à poeira refletindo preferencialmente a luz azul emitida pelas estrelas quentes e jovens. A nebulosa de reflexão NGC 2071 está logo à esquerda da M78. À direita, e muito mais compacta, está a intrigante Nebulosa de McNeil que é uma nebulosa variável recentemente reconhecida associada a uma jovem estrela parecida com o Sol.

As manchas avermelhadas mais profundas das emissões dos objetos Herbig-Haro, são jatos energéticos emitidos pelas estrelas em processo de formação, e se destacam contra as faixas escuras de poeira. A exposição também evidencia o brilho mais apagado persuasivo do gás hidrogênio atômico da região.

Fonte: NASA

Reciclando a Cassiopeia A

Estrelas massivas na Via Láctea vivem vidas espetaculares.

© Chandra (Cassiopeia A)

Colapsando a partir de vastas nuvens cósmicas, suas fornalhas nucleares entram em ignição e criam elementos pesados em seus núcleos. Depois de alguns milhões de anos, o material enriquecido é devolvido para o espaço interestelar onde a formação de estrelas pode começar novamente.

A nuvem de detritos em expansão conhecida como Cassiopeia A é um exemplo da fase final do ciclo de vida estelar. A luz da explosão que criou esta espetacular remanescente de supernova foi vista pela primeira vez nos céus da Terra a cerca de 350 anos atrás, embora sua luz leve cerca de 11 mil anos para nos atingir.

A imagem acima em cores falsas feita pelo observatório de raios X Chandra mostra os filamentos ainda quente e os nós da remanescente Cassiopeia A. A emissão de alta energia de elementos específicos recebem os códigos de cores para destacar na imagem, sendo a cor vermelha relacionada a sílica, a cor amarela ao enxofre, a cor verde ao cálcio e a cor roxa ao ferro, isso faz com que os astrônomos possam estudar a reciclagem de material estelar que acontece na galáxia.

A onda de choque ainda em expansão é vista em azul na imagem acima. A imagem detalhada feita em raios X se espalha por cerca de 30 anos-luz na distância estimada da Cassiopeia A. O ponto brilhante perto do centro é uma estrela de nêutrons, o núcleo estelar massivo e incrivelmente denso e colapsado da estrela original.

Fonte: NASA

O aglomerado da Escova de Dentes

A maioria das galáxias reside em aglomerados contendo entre alguns até milhares de objetos.

© van Weeren (aglomerado da Escova de Dentes)

Na imagem acima a intensidade do tom vermelho mostra a emissão rádio, o azul é raios X e a cor no plano de fundo é emissão óptica.

A Via Láctea, por exemplo, pertence a um aglomerado composto por cerca de cinquenta galáxias chamado Grupo Local, cujo outro grande membro é a Galáxia de Andrômeda a cerca de 2,3 milhões de anos-luz. Os aglomerados galácticos são os objetos mais massivos do Universo ligados gravitacionalmente e formam-se através da acumulação de pequenas estruturas, que formam grupos maiores mais tarde na história cósmica. A matéria escura desempenha um papel importante neste processo de crescimento. Exatamente como crescem, no entanto, parece depender de vários processos físicos concorrentes, incluindo o comportamento do gás no interior do aglomerado. Há mais massa neste gás do que em todas as estrelas das galáxias de um aglomerado, e o gás pode ter uma temperatura de 10 milhões Kelvin ou até mais. Como resultado, o gás desempenha um papel importante na evolução de um aglomerado galáctico. O quente gás no interior do aglomerado contém partículas carregadas e velozes que irradiam fortemente no rádio, por vezes revelando longas estruturas filamentares.

O aglomerado de galáxias da "Escova de Dentes", 1RXS J0603.3+4214, hospeda três destas estruturas rádio, bem como um grande halo. A característica rádio mais proeminente estende-se por mais de seis milhões de anos-luz, com três componentes distintos que se assemelham à escova e cabo de uma escova de dentes. O cabo é particularmente enigmático porque além de ser grande e muito reto, está desalinhado do eixo do aglomerado. Pensa-se que o halo seja o resultado de turbulência produzida pela fusão de galáxias, embora tenham sido sugeridas algumas outras possibilidades.

Os astrónomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics usaram o VLA (Very Large Array) para observar partículas relativistas no aglomerado com imagens rádio precisas e sensíveis, que depois compararam com outros conjuntos de dados do observatório de raios X Chandra. No rádio, a Escova de Dentes tem uma crista muito estreita, criada por um enorme choque resultante da fusão, e pelo menos trinta e duas fontes compactas anteriormente não detectadas. As morfologias rádio e raios X do halo são muito semelhantes e suportam o cenário de fusão. Os astrônomos foram também capazes de estimar a força do campo magnético e de o combinar com outros resultados, concluindo que o cenário de fusão é o mais adequado.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O Quarteto de Robert

O Quarteto de Robert é um grupo de quatro galáxias muito diferentes, localizadas a uma distância de cerca de 160 milhões de anos-luz, perto do centro da constelação de Phoenix.

© ESO (Quarteto de Robert)

Os seus membros são NGC 87, NGC 88, NGC 89 e NGC 92, descobertos por John Herschel na década de 1830.

O quarteto é um dos mais belos exemplos de grupos compactos de galáxias, que está em processo de fusão.

A NGC 87 (parte superior direita na imagem) é uma galáxia irregular semelhante aos satélites da Via Láctea, as Nuvens de Magalhães. A NGC 88 (no centro da imagem) é uma galáxia espiral com um envelope externo difuso, provavelmente composto de gás. A NGC 89 (no meio inferior da imagem) é outra galáxia espiral com dois grandes braços espirais. O maior membro do sistema, a NGC 92 (à esquerda na imagem), é uma galáxia espiral Sa (com núcleo grande e braços espirais pequenos, bem enrolados, de difícil resolução) com uma aparência incomum. Um dos seus braços, com cerca de 100 mil anos luz, foi distorcido pelas interações e contém uma grande quantidade de poeira.

Sobre o céu, as quatro galáxias estão todas dentro de um círculo de raio de 1,6 arco de minuto, o que corresponde a cerca de 75.000 anos-luz.

Fonte: ESO

O Sistema Solar pode ter sido formado numa bolha em torno de estrela

Apesar das muitas descobertas feitas sobre o Universo, os cientistas ainda não têm certeza sobre a história do nascimento do nosso Sistema Solar.

© V. Dwarkadas/D. Rosenberg (simulação de ventos estelares numa estrela gigante)

A imagem acima mostra uma simulação de como os ventos estelares transportam massa de uma estrela gigante ao longo de milhões de anos, formando bolhas em seu redor, que podem ter servido como as origens do nosso Sistema Solar.

Cientistas da Universidade de Chicago estabeleceram uma teoria abrangente sobre o modo como o nosso Sistema Solar pode ter-se formado em bolhas sopradas por ventos em torno de uma estrela gigante e há muito tempo morta. O estudo aborda um desconcertante mistério cósmico acerca da abundância de dois elementos no nosso Sistema Solar em comparação com o resto da Galáxia.

A teoria geral dominante afirma que o nosso Sistema Solar se formou há bilhões de anos atrás perto de uma supernova. Mas o novo cenário começa, ao invés, com um tipo de estrela gigante chamada estrela Wolf-Rayet, que tem 40 a 50 vezes o tamanho do nosso Sol. São as estrelas mais quentes, produzindo muitos elementos expulsos para fora da superfície num intenso vento estelar. À medida que a estrela Wolf-Rayet perde a sua massa, o vento estelar escava o material em seu redor, formando uma estrutura de bolha com uma concha densa.

A concha de uma bolha deste gênero é um bom local para produzir estrelas, porque a poeira e o gás ficam presos no interior podendo se condensar. Os pesquisadores estimam que 1 a 16% de todas as estrelas parecidas com o Sol podem ser formadas em berçários estelares deste tipo.

Esta configuração difere da hipótese de supernova para dar sentido a dois isótopos que ocorrem em proporções estranhas no Sistema Solar inicial, em comparação com o resto da galáxia. Os meteoritos deixados para trás no Sistema Solar inicial induz que havia muito alumínio (²⁶Al). Além disso, estudos anteriores sugerem cada vez mais que haviam menos quantidades do isótopo de ferro (⁶⁰Fe).

Porém, as supernovas produzem ambos os isótopos. Por que é que um elemento foi inserido no Sistema Solar e o outro não?

Isto levou-os às estrelas Wolf-Rayet, que liberam grandes quantidades de ²⁶Al, mas nenhum ⁶⁰Fe.

A ideia é que o alumínio-26 lançado pela estrela Wolf-Rayet foi transportado para fora em grãos de poeira formados em torno da estrela. Estes grãos têm impulso suficiente para perfurar um lado da concha, onde são em grande parte destruídos, prendendo o alumínio dentro da concha. Eventualmente, parte da concha colapsa para dentro devido à gravidade, formando o nosso Sistema Solar.

No que se refere ao destino da gigante estrela Wolf-Rayet que nos abrigou: a sua vida terminou há muito, provavelmente numa explosão de supernova ou num colapso direto para um buraco negro. Um colapso direto para buraco negro produziria pouco ⁶⁰Fe; para uma supernova, o ⁶⁰Fe produzido na explosão pode não ter penetrado as paredes da bolha, ou foi distribuído de forma não uniforme.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Chicago

Descoberta pode elucidar a natureza da matéria escura

Uma interpretação inovadora de dados de raios X de um aglomerado de galáxias pode ajudar na determinação da natureza da matéria escura.

© Chandra/XMM-Newton/Hitomi (aglomerado de galáxias de Perseu)

A descoberta envolve uma nova explicação para um conjunto de resultados obtidos com o observatório de raios X Chandra da NASA, com o XMM-Newton da ESA e com o Hitomi, um telescópio de raios X japonês. Se confirmada com observações futuras, poderá representar um avanço na compreensão da natureza da substância misteriosa e invisível no Universo.

A história deste trabalho começou em 2014 quando uma equipe de astrônomos liderada por Esra Bulbul, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, encontrou um pico de intensidade numa energia muito específica em observações de gás quente no aglomerado galáctico de Perseu com o Chandra e com o XMM-Newton.

Este pico, ou linha de emissão, encontra-se a uma energia de 3,5 keV (quilo elétons-volt). A intensidade da linha de emissão com esta energia é muito difícil, se não impossível, de explicar em termos de características previamente observadas ou previstas de objetos astronômicos e, portanto, foi sugerida uma origem relacionada com a matéria escura. Os pesquisadores também anunciaram a existência da linha de 3,5 keV num estudo de outros 73 aglomerados de galáxias usando o XMM-Newton.

O enredo desta história da matéria escura ficou mais complexo quando apenas uma semana após a equipe de Bulbul ter submetido o seu trabalho, um grupo diferente, liderado por Alexey Boyarksy da Universidade de Leiden, Holanda, relatou evidências de uma linha de emissão a 3,5 keV nas observações da galáxia M31 e dos arredores do aglomerado de Perseu com o XMM-Newton, confirmando o resultado anterior.

No entanto, estes dois resultados eram controversos, pois outros astrônomos detectaram a mesma linha de 3,5 keV ao observar outros objetos, e outros não a conseguiram detectar.

O debate parecia estar resolvido em 2016 quando o Hitomi, especialmente contruído para observar características detalhadas, como a emissão nos espectros de raios X de fontes cósmicas, não conseguiu detectar a linha de 3,5 keV no aglomerado de Perseu.

O telescópio Hitomi tinha imagens muito mais desfocadas do que o Chandra, de modo que os seus dados do aglomerado de Perseu são na realidade uma mistura de sinais de raios X de duas fontes: um componente difuso de gás quente que envolve a grande galáxia no centro do aglomerado e uma emissão de raios X de perto do buraco negro supermassivo nesta galáxia. A visão mais nítida do Chandra pode separar a contribuição das duas regiões. Então, o sinal de raios X do gás quente foi isolado, removendo fontes pontuais da sua análise, incluindo raios X do material perto do buraco negro supermassivo.

A fim de testar se esta diferença era importante, foram analisados novamente os dados do Chandra próximos do buraco negro no centro do aglomerado de Perseu obtidos em 2009. Foram encontrados algo surpreendente: evidências de um déficit em vez de um excesso de raios X a 3,5 keV. Isto sugere que algo em Perseu está absorvendo raios X nesta energia. Quando os pesquisadores simularam o espectro do Hitomi adicionando esta linha de absorção à linha de emissão do gás quente vista com o Chandra e com o XMM-Newton, não encontraram evidências no espectro somado para a absorção ou para a emissão de raios X a 3,5 keV, consistente com as observações do Hitomi.

O desafio é explicar este comportamento: detectar absorção de raios X quando se observa o buraco negro e emissão de raios X, à mesma energia, quando observando o gás quente a ângulos maiores longe do buraco negro.

Realmente, tal comportamento é bem conhecido no estudo de estrelas e nuvens de gás com telescópios ópticos. A luz de uma estrela rodeada por uma nuvem de gás geralmente mostra linhas de absorção produzidas quando a luz estelar de uma energia específica é absorvida pelos átomos na nuvem de gás. A absorção empurra os átomos de um estado baixo de energia para um estado de alta energia. O átomo rapidamente volta ao estado de baixa energia com a emissão de luz de uma energia específica, mas a luz é reemitida em todas as direções, produzindo uma perda líquida de luz na energia específica, ou seja, uma linha de absorção, no espectro observado da estrela. Em contraste, uma observação de uma nuvem na direção oposta à da estrela apenas detectaria a luz reemitida numa energia específica, que apareceria como uma linha de emissão.

Os pesquisadores sugerem que as partículas de matéria escura podem ser como átomos, tendo dois estados de energia separados por 3,5 keV. Se assim for, pode ser possível detectar uma linha de absorção a 3,5 keV quando observando a ângulos próximos da direção do buraco negro, e a linha de emissão quando observando o gás quente do aglomerado em grandes ângulos, longe do buraco negro.

Para escrever o próximo capítulo desta história, os astrônomos vão precisar de mais observações do aglomerado de Perseu e de outros como ele. Por exemplo, são necessários mais dados para confirmar a realidade do mergulho energético e para excluir a possibilidade de uma combinação de um efeito instrumental inesperado e uma queda estatisticamente improvável em raios X com energia de 3,5 keV. O Chandra, o XMM-Newton e as futuras missões de raios X vão continuar observando aglomerados de galáxias para abordar o mistério da matéria escura.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Physical Review D.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Filamento cósmico perto do buraco negro da Via Láctea

O centro da Via Láctea é intensamente estudado há já muitos anos, mas ainda reserva surpresas. Uma estrutura semelhante a uma cobra que serpenteia perto do buraco negro supermassivo da nossa Galáxia é a descoberta mais recente que atrai os astrônomos.

© VLA/UCLA/M. Morris (imagem rádio do centro da Via Láctea)

O misterioso filamento é a linha curva localizada perto do centro da imagem e o buraco negro supermassivo (Sgr A*) pode ser visto como a fonte brilhante na parte de baixo da imagem.

Em 2016, Farhad Yusef-Zadeh da Universidade Northwestern divulgou a descoberta de um filamento incomum, perto do centro da Via Láctea, usando o VLA (Karl. G. Jansky Very Large Array). O filamento mede aproximadamente 2,3 anos-luz e curva para apontar para o buraco negro supermassivo, de nome Saggitarius A* (Sgr A*), localizado no Centro Galáctico.

Agora, outra equipe de astrônomos empregou uma técnica pioneira para produzir a imagem de mais alta qualidade já obtida deste objeto curvo.

Os cientistas consideraram três explicações principais para o filamento. A primeira é que é provocado por partículas velozes expulsas pelo buraco negro supermassivo. Um buraco negro giratório, acoplado com gás que espirala para dentro, pode produzir uma torre vertical de campos magnéticos que se aproximam ou até rodeiam o horizonte de eventos, o ponto de em que não há retorno para a matéria em queda. Dentro desta torre, as partículas são aceleradas e produzem emissões de rádio à medida que espiralam em torno das linhas do campo magnético e se afastam do buraco negro.

A segunda possibilidade, mais fantástica, é que o filamento é uma "corda" cósmica, teórica, de objetos ainda não detectados, objetos estes longos e extremamente finos que transportam massa e correntes elétricas. Anteriormente, os teóricos previram que estas cordas cósmicas, se existirem, migrariam para os centros das galáxias. Se a corda se aproximar o suficiente do buraco negro central, pode ser capturada quando parte da corda atravessa o horizonte de eventos.

A opção final é que a posição e a direção do filamento estão alinhadas com o buraco negro meramente por coincidência, e que não existe uma associação real entre os dois objetos. Isto implicaria ser como dezenas de outros filamentos conhecidos encontrados mais longe do centro da Galáxia. No entanto, é bastante improvável que tal coincidência aconteça por acaso.

Cada um dos cenários forneceria uma visão intrigante caso comprovados. Por exemplo, se o filamento for provocado por partículas ejetadas por Sgr A*, isso revelaria informações importantes sobre o campo magnético neste ambiente especial, mostrando que é suave e ordenado em vez de caótico.

A segunda opção, a "corda" cósmica, proporcionaria a primeira evidência de uma ideia altamente especulativa com profundas implicações para a compreensão da gravidade, do espaço-tempo e do próprio Universo.

As evidências para a ideia de que as partículas estão sendo magneticamente expulsas para longe do buraco negro resultariam da observação de que as partículas mais longe de Sgr A* são menos energéticas do que aquelas mais perto. Um teste para a ideia da corda cósmica aproveitaria a previsão teórica de que esta deve mover-se a uma fração alta da velocidade da luz. Observações de acompanhamento com o VLA devem ser capazes de detectar o deslocamento correspondente na posição do filamento.

Mesmo que o filamento não esteja fisicamente ligado a Sgr A*, a sua curvatura permanece incomum. A curva poderia ser provocada por uma onda de choque, semelhante a um "boom" sônico, onde a onda explosiva de uma estrela moribunda colide com os poderosos ventos soprados por estrelas massivas que rodeiam o buraco negro central.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

HAWK-I e Hubble exploram um aglomerado de galáxias

Esta imagem mostra algo de espectacular: um aglomerado de galáxias massivo que está distorcendo o espaço que o rodeia!

© HAWK-I/Hubble (aglomerado de galáxias RCS2 J2327)

O aglomerado, cujo núcleo se encontra no centro da imagem, chama-se RCS2 J2327 e trata-se de um dos aglomerados mais massivos conhecidos a esta distância ou mais distantes.

Objetos massivos como o RCS2 J2327 têm uma influência tão grande sobre o seu meio envolvente que distorcem de forma visível o espaço que os rodeia. Este efeito, chamado lente gravitacional, faz com que a luz emitida por objetos mais distantes se curve, distorça e amplifique, permitindo-nos observar galáxias que, de outro modo, estariam demasiado distantes para serem detectadas. O efeito de lente gravitacional é uma das previsões da teoria da relatividade geral de Albert Einstein e pode ser observado em três regimes diferentes: lentes gravitacionais fortes, lentes gravitacionais fracas e micro lentes gravitacionais. Ao contrário das lentes gravitacionais fortes, que produzem imagens impressionantes de galáxias distorcidas, arcos vastos ou fenômenos conhecidos por anéis de Einstein, as lentes gravitacionais fracas são principalmente estudadas de forma estatística, no entanto fornecem-nos uma maneira de medir as massas de objetos cósmicos, como no caso deste aglomerado.

Esta imagem foi composta a partir de observações obtidas com o instrumento HAWK-I montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO e com a Advanced Camera for Surveys do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA. A imagem mostra um detalhe impressionante, um resultado de colaboração para estudar lentes gravitacionais fracas no cosmos. O estudo descobriu que o RCS2 J2327 tem uma massa equivalente a dois quatrilhões de sóis!

Fonte: ESO & ESA

A grande galáxia espiral NGC 1232

As galáxias são fascinantes não somente pela parte visível delas, mas também pela parte invisível.

© ESO/VLT (NGC 1232)

A grande galáxia espiral NGC 1232, registrada em detalhe nessa imagem feita pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO é um bom exemplo disso. A parte visível é dominada por milhões de estrelas brilhantes, e por linhas escuras de poeira, tudo isso preso a um movimento espiral ao redor do centro.

Os aglomerados abertos contendo estrelas azuis brilhantes podem ser vistos espalhados ao longo dos braços espirais, enquanto que linhas escuras formadas por uma densa poeira interestelar podem ser vistas entre eles. Menos visível, mas detectável, são as bilhões de estrelas e os vastos traços de gás interestelar, que juntos somam uma grande massa que domina a dinâmica da parte interna da galáxia.

Algumas teorias indicam que a maior parte da matéria na galáxia é invisível. Essa matéria é chamada de matéria escura e é postulada, em parte, para explicar os movimentos da matéria visível nas regiões mais externas da galáxia.

Fonte: NASA

A nebulosa festiva do Hubble

O telescópio espacial Hubble captou o que parece um ornamento de férias colorido no espaço.

© Hubble (NGC 6326)

Na verdade, é uma imagem da NGC 6326, uma nebulosa planetária com mechas brilhantes de gás em efusão que são iluminadas por uma estrela central que se aproxima do fim de sua vida.

Quando uma estrela envelhece e a fase gigante vermelha de sua vida chega ao fim, ela começa a expulsar camadas de gás de sua superfície deixando atrás uma anã branca quente e compacta. Às vezes, esta ejeção resulta em padrões elegantemente simétricos de gás incandescente, mas a nebulosa planetária NGC 6326 é muito menos estruturada. Este objeto está localizado na constelação de Ara, o Altar, a cerca de 11 mil anos-luz da Terra.

As nebulosas planetárias são uma das principais maneiras pelas quais os elementos mais pesados ​​do que o hidrogênio e o hélio são dispersos no espaço após sua criação nos núcleos das estrelas. Eventualmente, alguns destes materiais externos podem formar novas estrelas e planetas.

Esta imagem foi criada através da Wide Field Planetary Camera 2 do telescópio espacial Hubble. As matizes vívidas em azul e vermelho são oriundas de material que inclui oxigênio ionizado e hidrogênio brilhante sob a ação da feroz radiação ultravioleta da estrela central ainda quente.

Fonte: ESA

Fenômenos de fusão de estrelas de nêutrons em ondas de rádio

Três meses de observações com o Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) permitiram determinar a explicação mais provável para o que aconteceu após a violenta colisão de um par de estrelas de nêutrons numa galáxia a 130 milhões de anos-luz da Terra.

© NRAO/D. Berry (ilustração da colisão entre duas estrelas de nêutrons)

Cenários diferentes para o rescaldo da colisão entre duas estrelas de nêutrons. À esquerda, um jato de material que se move quase à velocidade da luz é impulsionado a partir do local da colisão para uma esfera de material inicialmente expelido pela explosão resultante. Se visto a partir de um ângulo desviado do centro do jato, a emissão a longo-prazo de raios X e de ondas rádio teria ficado mais fraca. À direita, o jato não consegue furar a concha de detritos da explosão, e ao invés "varre" material para um grande "casulo", que absorve a energia do jato e emite raios X e ondas rádio num maior ângulo. Neste caso, a emissão ainda está aumentando em intensidade, tal como observado tanto com radiotelescópios como com telescópios de raios X.

No dia 17 de agosto de 2017, os observatórios de ondas gravitacionais LIGO e VIRGO juntaram forças para localizar as fracas ondulações no espaço-tempo provocadas pela fusão de duas estrelas de nêutrons superdensas. Foi a primeira detecção confirmada de uma fusão do gênero e apenas a quinta detecção direta de ondas gravitacionais, previstas há mais de um século por Albert Einstein.

As ondas gravitacionais foram seguidas por explosões de raios gama, raios X e luz visível do evento. O VLA detectou as primeiras ondas de rádio provenientes do evento no dia 2 de setembro. Esta foi a primeira vez que um objeto astronômico foi detectado tanto em ondas gravitacionais como em ondas eletromagnéticas.

A força da radiação eletromagnética, em diferentes comprimentos de onda, forneceu pistas acerca da natureza dos fenômenos criados pela colisão inicial das estrelas de nêutrons. Antes do evento de agosto, foram propostos vários modelos teóricos sobre estes fenômenos. Como a primeira colisão a ser identificada positivamente, o evento de agosto proporcionou a primeira oportunidade para comparar previsões dos modelos com observações reais.

Usando o VLA, o Australia Telescope Compact Array (ATCA) e o Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) na Índia, os astrônomos observaram regularmente o objeto a partir de setembro em diante. Os radiotelescópios mostraram a emissão de rádio ganhando força. Com base nisto, os astrônomos identificaram o cenário mais provável para as consequências da fusão.

"O brilho gradual do sinal de rádio indica que estamos vendo um fluxo exterior de material de grande angular, viajando a velocidades comparáveis à da luz, da fusão das estrelas de nêutrons," afirma Kunal Mooley, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

As medições observadas estão ajudando a descobrir a sequência de eventos desencadeada pela colisão das estrelas de nêutrons.

A fusão inicial dos dois objetos superdensos provocou uma explosão, chamada quilonova, que impulsionou para fora uma concha esférica de detritos. As estrelas de nêutrons colapsaram num remanescente, possivelmente um buraco negro, cuja poderosa gravidade começou a puxar o material na sua direção. Este material formou um disco com rápida rotação que produziu um par de jatos estreitos e velozes expelidos a partir dos polos.

Se um dos jatos estivesse apontado na direção da Terra, teríamos visto uma explosão de raios gama de curta duração, como muitas já foram observadas antes, disseram os cientistas.

Algumas das primeiras medições do evento de agosto sugeriram, em vez disso, que um dos jatos podia estar ligeiramente desviado da direção da Terra. Este modelo explicaria a razão de que as emissões rádio e de raios X foram vistas apenas pouco tempo depois da colisão.

Os astrônomos debruçaram-se num modelo publicado em outubro por Mansi Kasliwal do Caltech, e colegas, e desenvolvido posteriormente por Ore Gottlieb, da Universidade de Tel Aviv, e colegas. Neste modelo, o jato não percorre o caminho para fora da esfera dos detritos da explosão. Ao invés, reúne material circundante enquanto se dirige para fora, produzindo um "casulo" amplo que absorve a energia do jato.

Logo após as observações iniciais do local da fusão, a viagem anual da Terra em torno do Sol colocou o objeto demasiado perto da nossa estrela, para que os telescópios de raios X e ópticos o pudessem observar. Durante semanas, os radiotelescópios foram a única maneira de continuar a obtenção de dados do evento.

O Chandra observou novamente o objeto nos dias 2 e 6 de dezembro.

"No dia 7 de dezembro, foram divulgados os resultados do Chandra, e a emissão de raio X tinha ficado mais forte, exatamente como havíamos previsto," afirma Gregg Hallinan, do Caltech.

"Uma implicação importante para o modelo de casulo é que devemos poder ver muitas mais destas colisões através da detecção das suas ondas eletromagnéticas, não apenas das suas ondas gravitacionais," realça Hallinan.

Os resultados foram divulgados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Bolhas gigantes na superfície de estrela gigante vermelha

Astrônomos observaram diretamente pela primeira vez padrões de granulação na superfície da estrela gigante vermelha π¹ Gruis localizada fora do Sistema Solar.

© ESO/VLT (superfície da estrela gigante vermelha π¹ Gruis)

Situada a 530 anos-luz de distância da Terra na constelação do Grou, π¹ Gruis é uma estrela gigante vermelha fria. Possui cerca da mesma massa do Sol, mas é 350 vezes maior e várias milhares de vezes mais brilhante. O nosso Sol irá também aumentar de tamanho, tornando-se uma gigante vermelha semelhante a esta, daqui a cerca de 5 bilhões de anos.

O nome π¹ Gruis vem do sistema de designação Bayer. Em 1603 o astrônomo alemão Johann Bayer classificou 1564 estrelas, dando-lhes nomes compostos por uma letra grega seguida do nome da constelação onde se encontravam. De modo geral, dava-se às estrelas nomes com letras gregas relativas ao seu brilho aparente quando vistas a partir da Terra, sendo que a mais brilhante era designada por Alfa (α). A estrela mais brilhante da constelação do Grou é por isso designada Alfa Gruis. π Gruis corresponde, na realidade, a um par de estrelas de cores contrastantes que nos aparecem próximas no céu, a segunda naturalmente com o nome de π² Gruis. São estrelas suficientemente brilhantes para poderem ser observadas com um par de binóculos. Nos anos 1830 Thomas Brisbane notou que π¹ Gruis era ela própria um sistema binário de estrelas situado muito mais próximo de nós. Annie Jump Cannon, a quem se atribui a criação do Sistema de Classificação Espectral de Harvard, foi a primeira a descobrir, em 1895, o espectro peculiar de π¹ Gruis.

Uma equipe internacional de astrônomos liderada por Claudia Paladini (ESO) usou o instrumento PIONIER montado no Very Large Telescope do ESO para observar π¹ Gruis com o maior detalhe conseguido até agora. A equipe descobriu que a superfície desta gigante vermelha tem apenas algumas células convectivas, ou grânulos, cada um com cerca de 120 milhões de km de dimensão, cerca de um quarto do diâmetro da estrela. Os grânulos são padrões de correntes de convecção no plasma de uma estrela. À medida que o plasma aquece no centro da estrela, expande-se e sobe até à superfície, esfriando depois nas fronteiras mais exteriores e tornando-se mais escuro e denso, descendo por isso de volta ao centro. Este processo continua durante bilhões de anos, desempenhando um papel principal em muitos processos astrofísicos, incluindo transporte de energia, pulsação, ventos estelares e nuvens de poeira em anãs marrons. Para comparação, apenas um destes grânulos estenderia-se desde o Sol até depois da órbita de Vênus. As fotosferas de muitas estrelas gigantes encontram-se obscurecidas por poeira, o que dificulta as observações. No entanto, no caso da π¹ Gruis, e apesar de haver poeira longe da estrela, este efeito não é significativo nas novas observações infravermelhas.

π¹ Gruis é um dos membros mais brilhantes da rara classe S de estrelas, a qual foi inicialmente definida pelo astrônomo americano Paul W. Merrill para agrupar estrelas com espectros similarmente incomuns. As estrelas π¹ Gruis, R Andromedae e R Cygni tornaram-se os protótipos deste tipo. Os seus espectros peculiares são agora conhecidos como sendo o resultado do processo de captura lenta de nêutrons, responsável pela criação de metade dos elementos mais pesados que o ferro.

Quando π¹ Gruis gastou todo o hidrogênio que tinha para queimar, há muito tempo atrás, esta estrela anciã terminou a primeira fase da sua fusão nuclear. A estrela diminuiu de tamanho quando ficou sem energia, o que fez com que aquecesse a uma temperatura de mais de 100 milhões de graus. Estas temperaturas extremas deram origem à próxima fase da estrela, que começou então a queimar hélio, transformando-o em átomos mais pesados como o carbono e o oxigênio. O núcleo intensamente quente expeliu as camadas mais externas da estrela, fazendo com que esta aumentasse o seu tamanho em centenas de vezes relativamente ao tamanho original. A estrela que vemos hoje é uma gigante vermelha variável. Até agora, a superfície de uma destas estrelas nunca tinha sido observada com tanto detalhe.

Em termos de comparação, a fotosfera do Sol contém cerca de 2 milhões de células convectivas, com diâmetros típicos de apenas 2.000 km. A enorme diferença nas células convectivas destas duas estrelas pode ser explicada em parte pelas suas gravidades de superfície variáveis. π¹ Gruis tem apenas 1,5 vezes a massa do Sol mas é muito maior, o que resulta numa gravidade de superfície muito menor e em apenas alguns grânulos extremamente grandes.

Enquanto estrelas com massas maiores que 8 massas solares terminam as suas vidas em explosões de supernova, as estrelas com menos massa, como esta, expelem gradualmente as suas camadas exteriores, dando origem a nebulosas planetárias espetaculares. Estudos anteriores de π¹ Gruis tinham revelado uma concha de material a 0,9 anos-luz de distância da estrela central, que se pensa ter sido ejetada há cerca de 20.000 anos atrás. Este período relativamente curto da vida de uma estrela dura apenas algumas dezenas de milhares de anos, comparado com a vida total de cerca de vários bilhões, e por isso estas observações mostram um novo método para investigar esta fase efêmera das gigantes vermelhas.

Estes novos resultados foram publicados esta semana na revista Nature.

Fonte: ESO