Movimentos estelares revelam detalhes da Grande Nuvem de Magalhães

Usando dados do levantamento VMC (VISTA survey of the Magellanic Clouds system), os pesquisadores do Instituto Leibniz para Astrofísica em Potsdam, Alemanha, em colaboração com cientistas da equipe do VMC, confirmaram a existência de órbitas alongadas que constituem a espinha dorsal do processo de formação de uma barra.

© Hubble (NGC 1300)

A galáxia espiral barrada NGC 1300, considerada como prototípica das galáxias espirais barradas. As espirais barradas diferem das galáxias espirais normais na medida em que os braços da galáxia não entram em espiral até ao centro, mas estão ligados às duas extremidades de uma barra de estrelas que contém o núcleo no seu centro.

O método utilizou observações repetidas para construir um mapa de velocidade das estrelas na região central da GNM. A GNM é visível a olho nu do hemisfério sul e é a galáxia satélite mais brilhante e massiva da Via Láctea. A GNM é rica em estrelas que abrangem uma grande faixa etária, desde estrelas recém-formadas até estrelas tão antigas quanto o Universo. Está classificada como uma galáxia irregular porque é caracterizada por um único braço em espiral e uma barra que está deslocada do centro do disco.

As estruturas estelares de barra são uma característica comum das galáxias espirais. Pensa-se que se formem a partir de pequenas perturbações no interior do disco estelar que removem estrelas dos seus movimentos circulares e as forçam em órbitas alongadas. Um tipo específico destas órbitas são as que estão alinhadas com o eixo principal da barra. Estas são consideradas como a "espinha dorsal" das barras estelares e fornecem o principal suporte deste tipo de estrutura.

© AIP (órbitas de estrelas no centro da Grande Nuvem de Magalhães)

A imagem acima mostra órbitas observadas de estrelas dentro das partes centrais da Grande Nuvem de Magalhães (GNM). As estrelas na região central, ao longo da barra, seguem órbitas alongadas que se desviam de uma forma circular (contornos tracejados).

O telescópio VISTA foi desenvolvido para vigiar o céu do hemisfério sul em comprimentos de onda do infravermelho próximo e estudar fontes que emitem preferencialmente neste domínio espectral, devido à sua natureza ou à presença de poeira. Usando dados do levantamento VMC, a equipe encontrou agora as primeiras evidências diretas destas órbitas dentro da barra da GNM. 

O VMC é um projeto público do ESO, realizado entre 2010 e 2018, com o objetivo de estudar o conteúdo e a dinâmica estelar das nossas vizinhas extragaláticas mais próximas. A equipe desenvolveu um método sofisticado para determinar com precisão os movimentos próprios das estrelas dentro das Nuvens de Magalhães.

Num novo estudo, este método foi aplicado às partes centrais da GNM. A partir dos valores medidos, os astrônomos calcularam os movimentos estelares reais dentro do quadro da GNM, produzindo mapas detalhados da estrutura de velocidade da galáxia.

Para espanto dos pesquisadores, os seus mapas revelaram movimentos estelares alongados que seguem a estrutura e orientação da barra. Graças à sua proximidade de cerca de 163.000 anos-luz, foi possível observar estrelas individuais dentro das Nuvens de Magalhães utilizando telescópios terrestres como o VISTA. De grande interesse são as dinâmicas das estrelas, uma vez que contêm informações valiosas sobre a formação e evolução das galáxias. 

No entanto, durante muito tempo, as velocidades unidimensionais das estrelas têm sido a única fonte de informação dinâmica. Estas velocidades podem ser rapidamente medidas por desvios espectroscópicos de Doppler, que dependem do efeito da luz observada de uma estrela parecer mais azulada ou avermelhada, dependendo se se aproxima ou se afasta de nós.

A fim de obter as velocidades tridimensionais totais das estrelas, é necessário conhecer os movimentos próprios das estrelas, que são os movimentos bidimensionais das estrelas no plano do céu. Estes movimentos podem ser obtidos observando as mesmas estrelas várias vezes ao longo de um determinado período de tempo, normalmente vários anos. Os deslocamentos das estrelas são então determinados em relação a objetos de referência próximos (da perspetiva do céu). Estes objetos podem ser, por exemplo, galáxias muito distantes de fundo, que podem ser consideradas em repouso, dadas as suas grandes distâncias, ou estrelas com movimentos próprios já conhecidos. Uma vez que os movimentos observados das estrelas, vistos da Terra, são minúsculos, as medições precisas continuam a ser um desafio.

À distância das Nuvens de Magalhães, os movimentos observados das estrelas estão na ordem dos milissegundos de arco por ano; sendo que um milissegundo de arco é aproximadamente o tamanho de um astronauta na Lua, visto da Terra.

No total, foram precisos 9 anos de monitoramento para acumular imagens suficientes para se poder medir estes pequenos movimentos.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam

Os gigantescos vulcões de gelo de Plutão

Os cientistas da missão New Horizons da NASA determinaram que múltiplos episódios de criovulcanismo podem ter criado alguns tipos de estruturas à superfície de Plutão, nunca vistas em nenhum outro lugar do Sistema Solar.

© NASA/JHUAPL/SwRI (região próxima à Sputnik Planitia em Plutão)

O material expulso de baixo da superfície deste distante planeta anão gelado poderia ter criado uma região de grandes cúpulas e elevações ladeadas por colinas, montes e depressões. 

A New Horizons foi a missão da NASA que fez a primeira exploração de Plutão e do seu sistema de cinco luas.

Em vez de erosão ou outros processos geológicos, a atividade criovulcânica parece ter extrudido grandes quantidades de material para o exterior de Plutão e ter ressurgido toda uma região do hemisfério que a New Horizons viu de perto.

A equipe de cientistas analisou a geomorfologia e composição de uma área localizada a sudoeste do brilhante e gelado "coração" de Plutão, Sputnik Planitia. A região criovulcânica contém várias grandes cúpulas, que vão de 1 a 7 quilômetros de altura e 30 a 100 ou mais quilômetros de largura, que por vezes se fundem para formar estruturas mais complexas. Colinas irregulares interligadas, montes e depressões cobrem os lados e os topos de muitas das estruturas maiores. Nesta área existem poucas ou nenhumas crateras, o que indica que é geologicamente jovem. As maiores estruturas da região rivalizam com o vulcão Mauna Loa no Havaí. 

Mesmo com a adição de amoníaco e outros componentes semelhantes a anticongelantes para baixar a temperatura de fusão da água gelada, um processo semelhante à forma como o sal inibe a formação de gelo nas ruas e estradas, as temperaturas extremamente baixas e as pressões atmosféricas em Plutão congelam rapidamente a água líquida à sua superfície. 

Uma vez que se trata de terrenos geológicos jovens e que foram necessárias grandes quantidades de material para os criar, é possível que a estrutura interior de Plutão tenha retido calor num passado relativamente recente, permitindo que materiais ricos em água fossem depositados à superfície. 

Os fluxos criovulcânicos capazes de criar as grandes estruturas poderiam ter ocorrido se o material tivesse uma consistência semelhante à da pasta de dentes, se se comportasse de certa forma como os glaciares sólidos de gelo na Terra ou se tivesse uma concha ou calota com material ainda capaz de fluir por baixo. 

De acordo com a equipe, outros processos geológicos, considerados capazes de criar as características, são improváveis. Por exemplo, a área tem variações significativas nos altos e baixos do terreno que não poderiam ter sido criados através da erosão. Não foram vistas evidências de erosão glaciar extensa ou de sublimação no terreno úmido que rodeia as maiores estruturas.

Imagens obtidas em 2015 pela sonda New Horizons revelaram diversas características geológicas que povoam Plutão, incluindo montanhas, vales, planícies e glaciares. Foram particularmente intrigantes porque esperava-se que as temperaturas geladas à distância de Plutão produzissem um mundo gelado e geologicamente inativo.

Este trabalho recentemente publicado é um verdadeiro marco, mostrando mais uma vez a personalidade geológica de Plutão, e como tem sido incrivelmente ativo durante longos períodos.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Southwest Research Institute

Hubble encontra a estrela mais distante

O telescópio espacial Hubble estabeleceu uma nova e extraordinária referência: a detecção da luz de uma estrela que existiu nos primeiros bilhões de anos após o nascimento do Universo no Big Bang, a estrela individual mais distante alguma vez vista até agora.

© STScI (estrela Earendel)

A descoberta é um enorme salto no tempo em relação à anterior detentora estelar do recorde; detectada pelo Hubble em 2018. Esta estrela existiu quando o Universo tinha cerca de 4 bilhões de anos, ou 30% da sua idade atual, num instante em que o "desvio para o vermelho" é de 1,5. 

O termo "desvio para o vermelho" está relacionado à expansão do Universo, pois a luz de objetos distantes é esticada ou "desviada" para comprimentos de onda mais longos e avermelhados à medida que viaja na nossa direção.

A estrela recentemente detectada está tão longe que a sua luz levou 12,9 bilhões de anos para chegar à Terra, situada num momento em que o Universo tinha apenas 7% da sua idade atual, e um desvio para o vermelho de 6,2.

Os objetos menores anteriormente vistos a uma distância tão grande são aglomerados de estrelas, embebidos dentro das primeiras galáxias. 

A descoberta foi feita a partir de dados recolhidos durante o programa RELICS (Reionization Lensing Cluster Survey), liderado por Dan Coe no STScI (Space Telescope Science Institute).

A galáxia que acolhe esta estrela, chamada Earendel, foi ampliada e distorcida por uma lente gravitacional num longo crescente de nominado Arco do Sol Nascente. 

A descoberta contém a promessa de abrir uma era desconhecida de formação estelar muito precoce. Earendel existiu há tanto tempo que não pode ter tido todas as mesmas matérias-primas que as estrelas que nos rodeiam hoje. 

A equipe estima que Earendel tem pelo menos 50 vezes a massa do nosso Sol e é milhões de vezes mais brilhante, rivalizando com as estrelas mais massivas conhecidas. Mas mesmo uma estrela tão brilhante e massiva seria impossível de ver a uma distância tão grande sem a ajuda da ampliação natural por um enorme aglomerado de galáxias, WHL0137-08, situado entre nós e Earendel. A massa do aglomerado de galáxias distorce o tecido do espaço, criando uma poderosa lupa natural que curva e amplia a luz de objetos distantes por trás dele. 

Graças ao raro alinhamento com o aglomerado de galáxias de ampliação, a estrela Earendel aparece diretamente sobre, ou extremamente perto, de uma ondulação no tecido do espaço. Esta ondulação, que é definida na óptica como "cáustica", proporciona uma ampliação e aumento de brilho máximo. O efeito é análogo à superfície ondulada de uma piscina, criando padrões de luz brilhante no fundo da piscina num dia de Sol. As ondulações à superfície atuam como lentes e focam a luz solar ao brilho máximo no fundo da piscina. Esta cáustica faz com que a estrela Earendel "salte à vista" do brilho geral da sua galáxia natal. O seu brilho é ampliado mil vezes ou mais. 

Neste ponto, os astrônomos não são capazes de determinar se Earendel é uma estrela binária, embora a maioria das estrelas massivas tenham pelo menos uma estrela companheira menor. 

Os astrônomos esperam que Earendel permaneça altamente ampliada nos próximos anos. Será observada pelo telescópio espacial James Webb da NASA. A alta sensibilidade do Webb à luz infravermelha é necessária para aprender mais sobre Earendel, porque a sua luz é esticada para comprimentos de onda infravermelhos mais longos devido à expansão do Universo.

Estes detalhes irão restringir o seu tipo e fase no ciclo de vida estelar. Também espera-se descobrir que a galáxia do Arco do Sol nascente carece de elementos pesados que se formam nas gerações seguintes de estrelas. Isto sugere que Earendel é uma rara e massiva estrela pobre em metal. A composição de Earendel será de grande interesse, pois formou-se antes do Universo ser preenchido com os elementos pesados produzidos por sucessivas gerações de estrelas massivas. Se estudos posteriores descobrirem que Earendel é apenas composta por hidrogênio e hélio primordiais, seria a primeira evidência para as lendárias estrelas de População III, que são teorizadas como sendo as primeiras estrelas nascidas após o Big Bang.

Será que o telescópio espacial James Webb irá bater o recorde de distância de Earendel? 

Um artigo sobre a descoberta foi publicado na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A morte misteriosa de uma estrela de carbono

Cientistas que estudavam V Hydrae (V Hya) testemunharam o misterioso "leito de morte" da estrela em detalhes sem precedentes.

© NRAO (ilustração da estrela V Hydrae)

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e dados do telescópio espacial Hubble, a equipe descobriu seis anéis em expansão lenta e duas estruturas em forma de ampulheta provocadas pela ejeção de matéria em alta velocidade para o espaço.

V Hya é uma estrela AGB (Asymptotic Giant Branch) rica em carbono localizada a aproximadamente 1.300 anos-luz da Terra na direção da constelação de Hidra. Mais de 90% das estrelas com uma massa igual ou superior à do Sol evoluem para estrelas AGB à medida que o combustível necessário para alimentar os processos nucleares é removido. 

Entre estes milhões de estrelas, V Hya tem sido de particular interesse para os cientistas devido aos seus comportamentos e características tão singulares, incluindo erupções de plasma a escalas extremas que ocorrem aproximadamente a cada 8,5 anos e a presença de uma estrela companheira quase invisível que contribui para o comportamento explosivo de V Hya.

"O nosso estudo confirma dramaticamente que o modelo tradicional de como as estrelas AGB morrem - através da ejeção em massa de combustível via um vento lento, relativamente estável e esférico ao longo de 100.000 anos ou mais - está, na melhor das hipóteses, incompleto, ou na pior, incorreto," disse Raghvendra Sahai, astrônomo no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA e pesquisador principal do estudo. 

No caso de V Hya, a combinação de uma estrela companheira próxima e de uma hipotética companheira distante é responsável, pelo menos em certa medida, pela presença dos seus anéis e pelos fluxos velozes que estão provocando a morte miraculosa da estrela. V Hydra foi apanhada no processo de libertação da sua atmosfera, com a maior parte da sua massa, o que é algo que a maioria das estrelas gigantes vermelhas em fase final fazem.

Os seis anéis expandiram-se para longe de V Hya ao longo de mais ou menos 2.100 anos, acrescentando matéria e impulsionando o crescimento de uma estrutura de alta densidade em forma de disco deformado à volta da estrela. 

Para além de um conjunto completo de anéis em expansão e de um disco deformado, o ato final de V Hya apresenta duas estruturas em forma de ampulheta, e uma estrutura adicional em forma de jato, que estão se expandindo com velocidades elevadas de mais de 240 km/s. Estas estruturas em forma de ampulheta já tinham sido observadas anteriormente em nebulosas planetárias, incluindo MyCn 18, também chamada de Nebulosa da Ampulheta, uma jovem nebulosa de emissão localizada a cerca de 8.000 anos-luz da Terra na direção da constelação do hemisfério sul da Mosca, e na mais conhecida Nebulosa Caranguejo do Sul, uma nebulosa de emissão localizada a aproximadamente 7.000 anos-luz da Terra na direção da constelação de Centauro.

Devido tanto à distância como à densidade da poeira que envolve a estrela, o estudo de V Hya exigiu um instrumento único com o poder de ver claramente a matéria que está ao mesmo tempo muito longe e é também difícil ou impossível de detectar com a maioria dos telescópios ópticos. A equipe alistou os receptores de Banda 6 (1,23 mm) e Banda 7 (0,85 mm) do ALMA, que revelaram os múltiplos anéis e os fluxos da estrela com grande clareza.

Os resultados do estudo foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Estrela de nêutrons devora estrela comum e libera gases no espaço

Cientistas flagraram uma estrela de nêutrons, um objeto extremamente denso e com fortes campos magnéticos, devorando sua estrela companheira em um sistema binário.

© IAC (ilustração de uma estrela comum e uma estrela de nêutrons)

Com esforços coordenados de diversos telescópios, foi observado pela primeira vez a emissão de “ventos” de diferentes classes. O sistema binário em questão é classificado como um binário emissor de raios X de massa baixa (LMXB). Esta classe é composta por um objeto compacto – uma estrela de nêutrons ou um buraco negro – e uma estrela comum, orbitando um ao outro. Devido a sua grande proximidade, parte do material da estrela comum é atraído pelo objeto compacto, “devorando-o” em um processo conhecido como acreção. Porém, parte desse material é lançado ao espaço, formando um disco de acreção, emissões de jato verticais ou até “ventos”, projetados ao seu redor.

“Estrelas de nêutrons possuem um campo gravitacional incrivelmente forte, que as permite englobar o gás de outras estrelas. No entanto, essas canibais estelares desperdiçam  muito do gás, que são lançados no espaço em altas velocidades. Esse comportamento tem grande impacto tanto na própria estrela de nêutrons como nos seus entornos. 

Nesse estudo, foi relatado uma nova descoberta que provém informações essenciais sobre os padrões de alimentação desleixados desses monstros cósmicos. A descoberta se refere aos tipos de “ventos” detectados no estudo. O grupo observou um “evento de raios X transientes” neste LMXB, uma espécie de erupção na qual uma grande quantidade de gás foi arrancada de uma vez, liberando energia e radiação eletromagnética que pode ser observada da Terra para determinar as características da emissão.

O Swift J1858, nome dado a este evento, liberou ao mesmo tempo “ventos” amenos, observados no espectro ultravioleta, e “ventos” frios, analisados no espectro visível, uma combinação nunca antes observada para um sistema desse tipo. Apesar da maioria das emissões de gases de objetos astronômicos serem classificadas como “ventos” amenos, até agora só foram detectados eventos de raios X transientes com “ventos” frios ou quentes, nunca ambos ao mesmo tempo. 

Normalmente as erupções estão obscurecidas por pó interestelar, o que dificulta muito sua observação. O Swift J1858 foi especial, pois, mesmo localizado do outro lado da galáxia, o obscurecimento foi pequeno o suficiente para permitir um estudo em diversos comprimentos de onda. Apesar dos LMXB estarem sempre ativos, os eventos de raios X transientes têm curta duração. Somente um outro LMXB, nomeado V404 Cyg, demonstrou propriedades similares, mas os cientistas não tiveram tempo de mobilizar os telescópios espaciais e terrestres para observá-lo simultaneamente. 

Além de descobrir os novos tipos de emissões de gases, a equipe também estudou sua evolução ao longo do evento. Nessa análise, foi identificado que “ventos” amenos continuaram a ser emitidos, independentemente do brilho do sistema, uma descoberta que confirmou estudos teóricos anteriores. 

Esse estudo ajudará a entender as interações desses objetos em situações extremas, além de contribuir para pesquisas de evolução estelar. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Scientific American

Mapeado o movimento das anãs brancas na Via Láctea

As anãs brancas foram outrora estrelas normais semelhantes ao Sol, mas que colapsaram depois de esgotarem todo o seu combustível.

© STScI (ilustração de uma anã branca)

Estes remanescentes interestelares têm sido historicamente difíceis de estudar. No entanto, um estudo recente da Universidade de Lund, na Suécia, revela novas informações sobre os padrões de movimento destas estrelas intrigantes.

As anãs brancas têm um raio de cerca de 1% do raio do Sol. Têm aproximadamente a mesma massa, o que significa que têm uma densidade surpreendente de cerca de 1 tonelada por centímetro cúbico. Após milhares de milhões de anos, as anãs brancas arrefecem até um ponto em que deixam de emitir luz visível e transformam-se nas chamadas anãs negras. 

A primeira anã branca descoberta foi 40 Eridani A. É um corpo celeste brilhante a 16,2 anos-luz da Terra, rodeado por um sistema binário composto pela anã branca 40 Eridani B e pela anã vermelha 40 Eridani C. Desde que foi descoberta em 1783 que os astrônomos têm tentado aprender mais sobre as anãs brancas a fim de adquirirem uma compreensão mais profunda da história evolutiva da nossa Galáxia. 

Num estudo, pesquisadores apresentaram novas descobertas sobre a forma como as estrelas colapsadas se movem. "Graças às observações do telescópio espacial Gaia, conseguimos pela primeira vez revelar a distribuição tridimensional da velocidade para o maior catálogo de anãs brancas até à data. Isto dá-nos uma imagem detalhada da sua estrutura de velocidade com detalhes inigualáveis," diz Daniel Mikkola, estudante de doutoramento em astronomia na Universidade de Lund.

O Gaia propiciou aos astrônomos medirem posições e velocidades para cerca de 1,5 bilhões de estrelas. Mas só recentemente foram capazes de se concentrar completamente nas anãs brancas na vizinhança solar.

"Conseguimos mapear as velocidades das anãs brancas e os padrões de movimento. O Gaia revelou que existem duas sequências paralelas de anãs brancas ao olhar para a sua temperatura e brilho. Se as estudarmos separadamente, podemos ver que elas provavelmente se movem de modo diferente, provavelmente como consequência de terem massas e vidas diferentes," diz Mikkola. 

Os resultados podem ser utilizados para desenvolver novas simulações e modelos para continuar mapeando a história e desenvolvimento da Via Láctea. Através de um maior conhecimento das anãs brancas, os pesquisadores esperam ser capazes de esclarecer uma série de dúvidas em torno do nascimento da Via Láctea. 

"Este estudo é importante porque aprendemos mais sobre as regiões mais próximas na nossa Galáxia. Os resultados também são interessantes porque a nossa própria estrela, o Sol, irá um dia transformar-se numa anã branca como 97% de todas as estrelas na Via Láctea," conclui Mikkola.

O estudo publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Lund University

Atingido o marco de 5.000 exoplanetas descobertos

Não há muito tempo, vivíamos num Universo com apenas um pequeno número de planetas conhecidos, todos eles em órbita do nosso Sol.

© NASA/JPL-Caltech (variedade de exoplanetas)

Mas uma nova fornada de descobertas assinala um marco científico: foram agora confirmados, no total, mais de 5.000 planetas localizados para lá do nosso Sistema Solar. O odômetro planetário rodou a 21 de março, com o lote mais recente de 65 exoplanetas adicionado ao Arquivo de Exoplanetas da NASA.

O arquivo registra as descobertas de exoplanetas que aparecem em artigos científicos revistos por pares e que foram confirmados utilizando múltiplos métodos de detecção ou por técnicas analíticas. Os mais de 5.000 planetas encontrados até agora incluem mundos pequenos e rochosos como a Terra, gigantes de gás muitas vezes maiores que Júpiter e "Júpiteres quentes" em órbitas abrasadoramente íntimas em torno das suas estrelas. Existem "super-Terras", que são mundos rochosos maiores do que o nosso, e "mini-Netunos", versões menores do que Netuno do nosso Sistema Solar.

Acrescente-se à mistura planetas que orbitam duas estrelas ao mesmo tempo e planetas que teimam em orbitar os remanescentes estelares de estrelas moribundas. A Via Láctea contém provavelmente centenas de bilhões de exoplanetas. 

A batida constante da descoberta começou em 1992 com estranhos novos mundos em órbita de uma estrela ainda mais estranha. Era um tipo de estrela de nêutrons conhecida como pulsar, um cadáver estelar com rotação rápida que pulsa com rajadas de radiação de milissegundos. A medição de ligeiras alterações no tempo dos pulsos permitiu aos cientistas revelar planetas em órbita em torno do pulsar. A descoberta de apenas três planetas em torno desta estrela giratória abriu essencialmente as comportas.

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), lançado em 2018, continua fazendo novas descobertas exoplanetárias. Mas em breve os poderosos telescópios de próxima geração e os seus instrumentos altamente sensíveis, começando pelo recentemente lançado telescópio espacial James Webb, irão captar luz das atmosferas dos exoplanetas, identificando quais os gases presentes para potencialmente identificar sinais indicadores de condições habitáveis.

O telescópio espacial Nancy Grace Roman, cujo lançamento está previsto para 2027, fará novas descobertas de exoplanetas utilizando uma variedade de métodos. A missão ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) da ESA, com lançamento previsto para 2029, irá observar as atmosferas de exoplanetas.

A estreita ligação entre a química da vida na Terra e a química encontrada por todo o Universo, bem como a detecção de moléculas orgânicas disseminadas, sugere que a detecção da própria vida é apenas uma questão de tempo. 

Este quadro nem sempre pareceu tão promissor. O primeiro planeta detectado em torno de uma estrela parecida com o Sol, em 1995, revelou-se um Júpiter quente: um gigante gasoso com cerca de metade da massa do planeta Júpiter numa órbita extremamente íntima, de quatro dias, em torno da sua estrela. 

Alguns exoplanetas foram encontrados utilizando o método de "oscilação": o rastreamento de movimentos ligeiros de uma estrela, provocados pela atração gravitacional de planetas em órbita. Mas mesmo assim, nada parecia ser habitável. A descoberta de mundos pequenos e rochosos como o nosso exigiu o próximo grande salto na tecnologia de caça exoplanetária: o método de "trânsito".

O astrônomo William Borucki, pesquisador principal da missão Kepler, missão lançada em 2009 e está agora aposentada, teve a ideia de fixar detectores de luz extremamente sensíveis a um telescópio, lançando-o depois para o espaço. O telescópio olharia durante anos para um campo com mais de 170.000 estrelas, à procura de pequenas quedas no brilho das estrelas quando um planeta passava em frente, do ponto de vista do Sistema Solar.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Nuvem gigante de detritos criada por choque entre corpos celestes

A maioria dos planetas rochosos e satélites do nosso Sistema Solar, incluindo a Terra e a Lua, foram formados ou moldados por colisões massivas no início da história do Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de nuvem de detritos bloqueando uma estrela)

Ao chocarem uns com os outros, os corpos rochosos podem acumular mais material, aumentando de tamanho, ou podem desfazer-se em múltiplos corpos menores.

Os astrônomos, usando o agora aposentado telescópio espacial Spitzer da NASA, encontraram no passado evidências destes tipos de colisões em torno de estrelas jovens, onde planetas rochosos estão sendo formados. Mas estas observações não forneceram muitos detalhes sobre as colisões, tais como o tamanho dos objetos envolvidos.

Num novo estudo, um grupo de astrônomos da Universidade do Arizona relatou as primeiras observações de uma nuvem de detritos de uma destas colisões ao passar em frente da sua estrela e ao bloquear brevemente a luz. Juntamente com o conhecimento sobre o tamanho e brilho da estrela, as observações permitiram a determinação do tamanho da nuvem pouco depois do impacto, a estimativa do tamanho dos objetos que colidiram e a velocidade com que a nuvem se dispersou.

A partir de 2015, a equipa começou a fazer observações de rotina de uma estrela com 10 milhões de anos chamada HD 166191. Por volta desta fase inicial da vida de uma estrela, a poeira que sobra da sua formação junta-se para formar corpos rochosos chamados planetesimais. Assim que o gás que anteriormente preenchia o espaço entre estes objetos se dispersa, colisões catastróficas entre eles tornam-se comuns. 

Antevendo que poderiam ver evidências de uma destas colisões em torno de HD 166191, a equipe utilizou o Spitzer para realizar mais de 100 observações do sistema entre 2015 e 2019. Embora os planetesimais sejam demasiado pequenos e distantes para serem resolvidos por telescópio, as suas colisões produzem grandes quantidades de poeira.

O Spitzer detectou luz infravermelha, ou seja, comprimentos de onda ligeiramente superiores ao que os olhos humanos podem ver. O infravermelho é ideal para detectar poeira, incluindo os detritos criados por colisões entre protoplanetas. Em meados de 2018, o telescópio espacial viu o sistema HD 166191 tornar-se significativamente mais brilhante, sugerindo um aumento na produção de detritos. Durante este tempo, o Spitzer também detectou uma nuvem de detritos bloqueando a estrela. Combinando a observação do trânsito pelo Spitzer com as observações por telescópios no solo, a equipe pôde deduzir o tamanho e a forma da nuvem de detritos. 

O seu trabalho sugere que a nuvem era altamente alongada, com uma área mínima estimada três vezes maior do que a estrela. No entanto, a quantidade de aumento de brilho infravermelho que o Spitzer viu sugere que apenas uma pequena parte da nuvem passou em frente da estrela e que os detritos deste evento cobriram uma área centenas de vezes maior do que a da estrela.

Para produzir uma nuvem tão grande, os objetos na colisão principal devem ter sido do tamanho de planetas anões, como Vesta no nosso Sistema Solar, um objeto com 530 km de diâmetro localizado no cinturão principal de asteroides entre Marte e Júpiter.

O choque inicial gerou energia e calor suficientes para vaporizar parte do material. Também desencadeou uma reação em cadeia de impactos entre fragmentos da primeira colisão e outros pequenos corpos no sistema, o que provavelmente criou uma quantidade significativa de poeira que o Spitzer observou. Nos meses seguintes, a grande nuvem de poeira cresceu em tamanho e tornou-se mais translúcida, indicando que a poeira e outros detritos estavam rapidamente se dispersando pelo jovem sistema estelar.

Em 2019, a nuvem que passava em frente da estrela já não era visível, mas o sistema continha o dobro da poeira que tinha antes do Spitzer ter avistado a nuvem. Esta informação pode ajudar os cientistas a testar teorias sobre como os planetas terrestres se formam e crescem.

Olhando para discos poeirentos de detritos em torno de estrelas jovens, é possível essencialmente olhar para trás no tempo e ver os processos que podem ter moldado o nosso próprio Sistema Solar. Aprendendo sobre o resultado das colisões nestes sistemas, podemos também ter uma melhor ideia da frequência com que os planetas rochosos se formam em torno de outras estrelas.

O novo estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Estrela minúscula libera feixe gigantesco de matéria e antimatéria

Os astrônomos fotografaram um feixe de matéria e antimatéria com mais de 60 trilhões de quilômetros com o observatório de raios X Chandra.

© Chandra/Gemini (pulsar PSR J2030+4415)

O campo de visão de médio alcance mostra cerca de um-terço do comprimento de um filamento extremamente longo do pulsar. A imagem de grande plano mostra onde os raios X são criados pelas partículas que trafegam em torno do próprio pulsar, que tem apenas 16 km de diâmetro.

O feixe de raios X é alimentado por um pulsar, uma estrela colapsada com rotação rápida e um forte campo magnético. Com a sua tremenda escala, este feixe pode ajudar a explicar o número surpreendentemente grande de pósitrons, os homólogos de antimatéria dos elétrons, por toda a Via Láctea. 

Os astrônomos descobriram pela primeira vez o feixe, ou filamento, em 2020, mas não sabiam o seu comprimento total porque se estendia para lá do limite do detector do Chandra. Novas observações do Chandra feitas pelo mesmo par de pesquisadores em fevereiro e novembro de 2021 mostram que o filamento é cerca de três vezes mais longo do que o originalmente visto. O filamento abrange cerca de metade do diâmetro da Lua Cheia no céu, tornando-o o feixe mais longo de um pulsar, a partir do ponto de vista da Terra.

O pulsar denominado PSR J2030+4415 está localizado a cerca de 1.600 anos-luz da Terra. Este objeto do tamanho de uma cidade gira cerca de três vezes por segundo. Este resultado pode fornecer uma nova visão sobre a fonte de antimatéria da Via Láctea, que é semelhante à matéria comum, mas com as suas cargas elétricas invertidas.

A grande maioria do Universo consiste de matéria comum e não antimatéria. Contudo, os cientistas continuam encontrando evidências de um número relativamente grande de pósitrons em detectores na Terra, o que leva à questão: quais são as possíveis fontes desta antimatéria? 

Os pesquisadores do novo estudo do Chandra pensam que pulsares como PSR J2030+4415 podem ser uma resposta. A combinação de dois extremos - a rotação veloz e os fortes campos magnéticos dos pulsares - leva à aceleração de partículas e radiação altamente energética que cria pares de elétrons e pósitrons (o processo habitual de conversão de massa em energia, famoso pela equação E=m.c² de Albert Einstein, é invertido, e a energia é convertida em massa). O pulsar pode estar expelindo estes pósitrons para a Galáxia. 

Os pulsares geram ventos de partículas carregadas que estão normalmente confinados dentro dos seus poderosos campos magnéticos. O pulsar viaja através do espaço interestelar a cerca de 1,6 milhões de quilômetros por hora. Um choque de gás na proa move-se em frente do pulsar, semelhante ao acumular de água na frente de um barco em movimento. No entanto, há cerca de 20 a 30 anos, o movimento de choque da proa parece ter estagnado, e o pulsar apanhou-o, resultando numa interação com o campo magnético interestelar que corre quase em linha reta da esquerda para a direita.

O campo magnético do vento pulsar ligou-se ao campo magnético interestelar e os elétrons e pósitrons altamente energéticos foram "esguichados" através de um bocal formado pela ligação. À medida que as partículas se moviam ao longo desta linha do campo magnético interestelar a cerca de um-terço da velocidade da luz, tornaram-se brilhantes em raios X. Isto produziu o feixe longo visto pelo Chandra.

Anteriormente, os astrônomos observaram grandes halos em torno de pulsares próximos em raios gama que implicam que os pósitrons energéticos geralmente têm dificuldade em "vazar" para a Galáxia. Isto anula a ideia de que os pulsares explicam o excesso de pósitrons que os cientistas detectam. No entanto, filamentos de pulsares recentemente descobertos, como PSR J2030+4415, mostram que as partículas podem realmente escapar para o espaço interestelar e eventualmente chegar à Terra.

O artigo que descreve estes resultados aparecerá no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Observado o início do nascimento de planetas num sistema estelar binário

Astrônomos observaram, com um detalhe sem precedentes, material primordial que pode estar originando três sistemas planetários em torno de uma estrela binária.

© ESO/ALMA (poeira nos discos em torno de SVS 13)

Reunindo três décadas de estudo, um grupo internacional de cientistas observou um par de estrelas em órbita para revelar que estas estrelas estão rodeadas por discos de gás e poeira.

A pesquisa mostra que o material dentro dos discos recentemente descobertos pode ser o início de novos sistemas planetários que, no futuro, vão orbitar as estrelas binárias. Usando o VLA (Very Large Array) e o ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), o grupo científico estudou a estrela binária SVS 13, ainda na sua fase embrionária.

Este trabalho forneceu a melhor descrição disponível até à data de um sistema binário em formação. Os modelos de formação planetária sugerem que os planetas se formam pela lenta agregação de gelo e partículas de poeira, em discos protoplanetários e em torno de estrelas em formação. Normalmente estes modelos consideram apenas estrelas únicas, tais como o Sol. No entanto, a maioria das estrelas formam sistemas binários, nos quais duas estrelas giram em torno de um centro comum. 

Ainda se sabe muito pouco sobre como nascem os planetas em torno destes importantes sistemas com estrelas gêmeas, nos quais a interação gravitacional entre as duas estrelas desempenha um papel essencial.

Os resultados revelaram que cada estrela tem um disco de gás e poeira ao seu redor e que, além disso, está se formando um disco maior em torno de ambas as estrelas. Este disco exterior mostra uma estrutura em espiral que alimenta os discos individuais e em todos eles os sistemas planetários poderiam formar-se no futuro. Isto é uma clara evidência da presença de discos em torno de ambas as estrelas e da existência de um disco comum num sistema binário.

O sistema binário SVS 13, constituído por dois embriões estelares com uma massa total semelhante à do Sol, está relativamente perto de nós, a cerca de 980 anos-luz de distância na nuvem molecular de Perseu, permitindo o seu estudo detalhado. As duas estrelas do sistema estão muito próximas uma da outra, com uma distância de apenas cerca de noventa vezes a distância entre a Terra e o Sol. 

O trabalho permitiu estudar a composição de gás, poeira e matéria ionizada no sistema. Além disso, foram identificadas quase trinta moléculas diferentes em torno de ambas as protoestrelas, incluindo treze moléculas orgânicas complexas precursoras da vida (sete delas detectadas pela primeira vez neste sistema).

A equipe utilizou as observações de SVS 13 obtidas pelo VLA ao longo de trinta anos, juntamente com os novos dados do ALMA, e acompanhou o movimento de ambas as estrelas ao longo deste período, o que permitiu rastrear a sua órbita, bem como a geometria e orientação do sistema, juntamente com muitos parâmetros fundamentais, tais como a massa das protoestrelas, a massa dos discos e a sua temperatura.

Um detalhe surpreendente foi a descoberta de que SVS 13 era um binário de rádio, porque apenas uma estrela é vista no óptico. Normalmente, são detectados embriões estelares no rádio, mas só se tornam visíveis no final do processo de gestação. Foi muito estranho a descoberta de um par de estrelas gêmeas onde uma delas parecia ter evoluído muito mais rapidamente do que a outra. Foi concebida várias experiências para obter mais detalhes e verificar se qualquer uma das estrelas poderia formar planetas. Agora nota-se que ambas as estrelas são muito jovens e que ambas podem formar planetas.

O sistema binário SVS 13 tem gerado muito debate na literatura científica, uma vez que alguns estudos o consideram extremamente jovem e outros o consideram estar numa fase posterior. Este novo estudo, provavelmente o mais completo de um sistema estelar binário em formação, não só evidencia detalhes sobre a natureza das duas protoestrelas e do seu ambiente, como também fornece parâmetros cruciais para testar simulações numéricas das fases iniciais da formação de um sistema binário e de um sistema múltiplo.

A pesquisa foi publicada no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Manchester

Olho da Galáxia

Esta imagem finamente detalhada mostra o coração de NGC 1097, uma galáxia espiral barrada que fica a cerca de 48 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Fornax.

© Hubble (NGC 1097)

Esta imagem revela a complexidade da teia de estrelas e poeira no centro de NGC 1097, com os longos tentáculos de poeira destacados em um tom vermelho escuro. 

A extensão em que a estrutura da galáxia é revelada é graças a dois instrumentos no telescópio espacial Hubble: a Wide Field Camera 3 (WFC3) e a Advanced Camera for Surveys (ACS). 

A ideia de que uma única imagem pode ser tirada usando duas câmeras diferentes não é muito intuitiva. No entanto, faz muito mais sentido depois de analisar como belas imagens astronômicas como esta são compostas. 

Um ponto de partida útil é considerar exatamente o que é a cor. Nossos olhos podem detectar ondas de luz em comprimentos de onda ópticos entre aproximadamente 380 e 750 nanômetros, usando três tipos de receptores, cada um dos quais é sensível a apenas uma fatia deste intervalo. Nosso cérebro interpreta estes comprimentos de onda específicos como cores. 

Por outro lado, uma câmera de telescópio como a WFC3 ou ACS é sensível a uma única e ampla faixa de comprimentos de onda para maximizar a quantidade de luz coletada. As imagens brutas dos telescópios estão sempre em escala de cinza, mostrando apenas a quantidade de luz captada em todos estes comprimentos de onda. 

Imagens coloridas de telescópios são indiretamente possíveis, no entanto, com a ajuda de filtros. Ao introduzir um filtro sobre a abertura de um instrumento como o WFC3 ou ACS, apenas a luz de uma faixa de comprimento de onda muito específica é deixada passar; um destes filtros usados ​​nesta imagem é para luz verde em torno de 555 nanômetros. Isso produz uma imagem em escala de cinza mostrando apenas a quantidade de luz com este comprimento de onda. Esta imagem multicolorida do NGC 1097 é composta por imagens usando sete filtros diferentes no total.

Fonte: ESA

Uma hipnotizante espiral dourada

Esta imagem mostra a galáxia NGC 4254, também conhecida como Messier 99 (M99).

© ESO/PHANGS (NGC 4254)

Trata-se de um exemplo de uma galáxia, com braços em espiral bem definidos e proeminentes que se entrelaçam claramente em torno do seu centro. A M99 situa-se a 49 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação da Cabeleira de Berenice. 

Podemos vê-la nesta imagem com um detalhe extraordinário obtido com o instrumento MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. A imagem mostra uma combinação de observações realizadas em diferentes cores, ou comprimentos de onda da luz, onde se veem nuvens e gás ionizado por estrelas recém-nascidas. Os gases de hidrogênio, oxigênio e enxofre estão em vermelho, azul e laranja, respectivamente. 

Esta imagem foi obtida como parte do projeto PHANGS (Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS), que observa galáxias próximas em alta resolução ao longo de todo o espectro electromagnético com o objetivo de compreender o ciclo de vida da formação estelar nas galáxias.

Fonte: ESO

Tentativa de replicar a “alvorada cósmica”

A primeira grande tentativa de replicar a evidência impactante da “alvorada cósmica” – o aparecimento das primeiras estrelas do Universo 180 milhões de anos após o Big Bang – deixou o cenário confuso.

© N. R. Fuller (ilustração de algumas das primeiras estrelas do Universo)

Quatro anos depois que radioastrônomos relataram ter encontrado um sinal da alvorada cósmica, o radioastrônomo Ravi Subrahmanyan e seus colaboradores descrevem como fizeram uma antena flutuar em um represa no rio Sharavati, no estado indiano de Karnataka, em busca desse sinal.

Os resultados originais causaram alvoroço nos círculos de cosmologia, pois eram os primeiros a afirmar que descobriram sinais da alvorada cósmica. A luz das estrelas mais antigas no Universo Observável teve que viajar quase 14 bilhões de anos para alcançar a Terra. Assim, até agora, ela é muito fraca para ser vista diretamente com telescópios comuns.

Mas radioastrônomos buscam por um efeito indireto usando o espectro de ondas de rádio. A luz ultravioleta das primeiras estrelas deve ter deixado o hidrogênio interestelar, normalmente transparente na maior parte do espectro eletromagnético, levemente opaco em um comprimento de onda de rádio específico. Em 2018, astrônomos relataram ter visto uma queda no espectro de rádio primordial, centrada numa frequência de cerca de 78 MHz. Em seguida, a equipe acreditou tratar-se de evidência da alvorada cósmica. 

Os pesquisadores usaram um instrumento com o formato de uma mesa de centro no outback australiano, chamado Experiment to Detect the Global EoR Signature (EDGES). Mas o sinal do EDGES parecia ser bom demais para ser verdade. A queda no espectro era mais profunda e larga do que as teorias cosmológicas previam. Para explicar o tamanho deste sinal, físicos teóricos propuseram uma gama de mecânicas exóticas, como a presença de partículas elementares anteriormente desconhecidas, com cargas elétricas milhares de vezes menores que a de um elétron. Diversos outros pesquisadores mostraram-se preocupados, enfatizando a dificuldade de encontrar a assinatura de rádio da alvorada cósmica. 

As ondas de rádio do Universo jovem são “afogadas” pela cacofonia de ruído produzida por fontes pela galáxia, que são milhares de vezes mais intensas. Para subtrair o espectro galáctico corretamente, pesquisadores têm de calcular com precisão a maneira como seu instrumento e o ambiente ao redor respondem a diversos comprimentos de onda de rádio, também conhecido como “sistemática” do experimento. Por exemplo, a equipe do EDGES modelou os efeitos causados pelo solo do deserto no Observatório de Radioastronomia de Murchison, no oeste da Austrália, e passou dois anos revisando os dados antes de publicá-los. Mas alguns cientistas ainda não estavam convencidos. Desde então, diversos experimentos competidores vêm tentando checar as descobertas do EDGES. 

Em uma tentativa de escapar da confusão gerada pela interferência de frequências de rádio de atividades humanas, em particular de estações de rádio FM, as equipes montam antenas em algumas das regiões mais remotas da Terra. Subrahmanyan optou pela abordagem inovadora de ir sobre as águas de lagos na Índia para fazer flutuar seu instrumento, chamado Shaped Antenna Measurement of the Background Radio Spectrum (SARAS). A SARAS 3 tinha um formato cônico com o objetivo de facilitar o cálculo de sua resposta a ondas de rádio, e a água abaixo significa que a equipe não precisou lidar com a estrutura incerta ou com as propriedades de rádio do terreno. Subrahmanyan afirma que os resultados da SARAS 3 eliminam a detecção de sinais da alvorada cósmica do EDGES.

Mas o astrônomo Judd Bowman, da Universidade do Estado do Arizona, não está convencido que a SARAS 3 eliminou os resultados de sua equipe. “Esses são instrumentos desafiadores e muitos dos problemas sistemáticos que podem afetar o EDGES também podem ocorrer para a SARAS 3”, afirma Bowman. 

Subrahmanyan está começando um novo experimento no CSIRO, e seu antigo colaborador em Raman, o cosmólogo experimental Saurabh Singh, irá continuar os testes em uma nova antena SARAS. Singh também está participando de uma proposta na Indian Space Research Organisation para uma espaçonave que poderia escapar da interferência na frequência de rádio da Terra ao conduzir medições no lado distante da Lua. Qualquer que seja o destino das observações do EDGES, Singh afirma que a equipe por trás delas merece crédito por reaver o interesse na alvorada cósmica.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Scientific American