Primeira visão tridimensional completa de sistema binário com planeta

Ao rastrear, com precisão, uma pequena e quase imperceptível oscilação no movimento pelo do espaço de uma estrela próxima, os astrônomos descobriram um planeta semelhante a Júpiter em órbita desta estrela, que faz parte de um sistema binário.

© NRAO (exoplaneta num sistema estelar binário)

Este trabalho, usando o VLBA (Very Long Baseline Array), produziu a primeira determinação da estrutura completa e tridimensional das órbitas de um binário estelar e de um planeta em órbita de uma delas. Este feito pode fornecer novos e valiosos conhecimentos sobre o processo de formação planetária. 

Embora tenham sido descobertos até agora mais de 5.000 exoplanetas, apenas três foram descobertos utilizando a técnica de astrometria que produziu esta descoberta. Contudo, a determinação da arquitetura 3D de um sistema binário que inclui um planeta não pode ser alcançado com outros métodos de descoberta exoplanetária. Uma vez que a maioria das estrelas está em sistemas binários ou múltiplos, ser capaz de compreender sistemas como este ajudará a compreender a formação planetária em geral. 

As duas estrelas, que juntas são chamadas GJ 896AB, estão a cerca de 20 anos-luz da Terra. São anãs vermelhas, o tipo estelar mais comum na nossa Galáxia. A maior, em torno da qual o planeta orbita, tem cerca de 44% da massa do nosso Sol, enquanto a menor tem cerca de 17% da massa do Sol. Estão separadas por mais ou menos a distância que separa Netuno do Sol e orbitam-se uma à outra a cada 229 anos. 

Para o seu estudo de GJ 896AB, os astrônomos combinaram dados de observações ópticas do sistema feitas entre 1941 e 2017 com dados de observações do VLBA entre 2006 e 2011. Fizeram então novas observações VLBA em 2020. A resolução nítida do VLBA produziu medições extremamente precisas das posições das estrelas ao longo do tempo. 

Os astrônomos realizaram uma análise extensiva dos dados que revelaram os movimentos orbitais das estrelas, bem como o seu movimento através do espaço. O rastreio detalhado do movimento da estrela maior mostrou uma ligeira oscilação que revelou a existência do planeta. A oscilação é provocada pelo efeito gravitacional do planeta sobre a estrela. A estrela e o planeta orbitam um local entre eles que representa o seu centro comum de massa. Quando este local, chamado baricentro, está suficientemente longe da estrela, o movimento da estrela ao seu redor pode ser detectável. 

Os astrônomos calcularam que o planeta tem cerca do dobro da massa de Júpiter e orbita a estrela a cada 284 dias. A sua distância à estrela é ligeiramente menos do que a distância de Vênus ao Sol. A órbita do planeta está inclinada cerca de 148 graus em relação às órbitas das duas estrelas. Isto significa que o planeta se move em torno da estrela principal na direção oposta à da estrela secundária. 

Esta é a primeira vez que tal estrutura dinâmica foi observada num planeta associado a um sistema binário compacto que presumivelmente foi formado no mesmo disco protoplanetário. Estudos adicionais detalhados deste e de outros sistemas semelhantes podem ajudar na obtenção de conhecimentos importantes sobre como os planetas são formados em sistemas binários. 

Existem teorias alternativas para o mecanismo de formação e mais dados podem possivelmente indicar qual é o mais provável. Em particular, os modelos atuais indicam que um planeta tão grande é muito improvável como companheiro de uma estrela tão pequena, por isso talvez estes modelos precisem de ser ajustados. 

A técnica astrométrica será uma ferramenta valiosa para a caracterização de mais sistemas planetários. Os trabalhos poderão ser execuatdos com o planejado ngVLA (Next Generation VLA), que possibilitará encontrar planetas tão pequenos como a Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma Nova na galáxia de Andrômeda

Em 4 de agosto deste ano foi identificada uma estrela Nova AT2022qpg de magnitude +16,6 em um dos braços da galáxia de Andrômeda (M31), e foi catalogada como M31N2022-08a.

© Massimo Di Fusco (localização da Nova M31N2022-08a)

A Nova foi descoberta por Raffaele Belligoli, Flavio Castellani e Claudio Marangoni com o telescópio de 16" do Observatório de Monte Baldo, na Itália, em nome do Italian Supernovae Search Project (ISSP). Confirmação espectroscópica foi realizada por Claudio Balcon, do Transient Name Server (TNS). 

Além disso, a mesma equipe notou imediatamente a coincidência da posição da Nova M31N2005-10a que descobriram em 11 de outubro de 2005 e, após verificações meticulosas, a coincidência da posição foi confirmada. Para confirmar a associação entre estes dois objetos, foi obtida uma imagem CCD de banda R de 1350 s do campo ao redor de M31N2022-08a usando o telescópio de 0,65 m em Ondrejov, localizado a 35 km a sudeste de Praga, na República Tcheca. 

Portanto, é uma Nova recorrente, que são as mais seguidas e estudadas porque são consideradas potenciais candidatas a se tornarem Supernovas muito brilhantes. "Felizmente, minhas fotos coincidiram com o período após o aparecimento da Nova, então pude destacar sua presença na minha imagem comparando-a com uma foto tirada no ano passado," disse Massimo Di Fusco. 

Fonte: Italian Supernovae Search Project

Um cabo de guerra entre galáxias em fusão

Enquanto observavam uma galáxia recém-dormente usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/ submillimeter Array) e o telescópio espacial Hubble, cientistas descobriram que tinha parado de formar estrelas, não porque tinha esgotado todo o seu gás, mas porque a maior parte do seu combustível formador de estrelas tinha sido atirado para fora do sistema ao fundir-se com outra galáxia.

© NRAO (ilustração do fluxo de gás e estrelas durante a fusão de galáxias)

O resultado é uma novidade para os cientistas do ALMA. Além disso, se provados comuns, os resultados podem mudar a forma como são consideradas as fusões e mortes das galáxias.

À medida que as galáxias se movem através do Universo, por vezes encontram outras galáxias. Quando interagem, a gravidade de cada galáxia atrai a outra. O subsequente "cabo de guerra" lança gases e estrelas para longe das galáxias, deixando para trás fluxos de material conhecidos como caudas de maré. 

E é exatamente isso que os cientistas acreditam que aconteceu a SDSS J1448+1010, mas com uma reviravolta na história. A galáxia massiva, que nasceu quando o Universo tinha cerca de metade da sua idade atual, quase que completou a sua fusão com outra galáxia. Durante observações com o Hubble e com o ALMA, os cientistas descobriram caudas de maré contendo cerca de metade de todo o gás frio e formador de estrelas do sistema. A descoberta do material forçosamente descartado, igual a 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, indicou que a fusão poderia ser responsável pelo "desligar" da formação estelar, o que não era esperado.

A descoberta fornece informações sobre os processos pelos quais as galáxias vivem ou morrem e ajuda os cientistas a compreender melhor a sua evolução. Ainda não compreendemos todos os processos que fazem com que as galáxias deixem de formar estrelas, mas esta descoberta mostra a importância destas grandes fusões galácticas e o quanto podem afetar a forma como uma galáxia cresce e muda com o tempo. 

© ALMA / Hubble (galáxia SDSS J1448+1010)

Esta imagem composta combina dados em azul/branco do telescópio espacial Hubble e em vermelho/laranja do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para mostrar a distribuição pós-fusão de gás e estrelas da galáxia.

Uma vez que o novo resultado é de uma única observação, não está atualmente claro o quão típico este "cabo de guerra" e a sua quiescência resultante podem ser. No entanto, a descoberta desafia as teorias há muito defendidas sobre como a formação estelar e as galáxias morrem e tem proporcionado aos cientistas um novo desafio excitante: encontrar mais exemplos. 

Os astrônomos costumavam pensar que a única forma de fazer as galáxias deixarem de formar estrelas era através de processos violentos e rápidos, como muitas supernovas explodindo na galáxia para soprar a maior parte do gás para fora e a aquecer o resto. Estas observações mostram que não é preciso um processo específico para cortar a formação estelar. O processo de fusão, muito mais lento, pode também pôr fim à formação estelar e às galáxias. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A Nebulosa da Estrela Flamejante

John Martin Schaeberle descobriu a Nebulosa da Estrela Flamejante, ou IC 405, perto do final do século XIX. O objeto foi descoberto independentemente logo depois pelos astrofotógrafos Max Wolf e Eugen von Gothard.

© Terry Hancock / Tom Masterson (IC 405)

A IC 405 está localizada em Auriga, uma constelação mais conhecida pela sua riqueza de aglomerados abertos, mas cujas nebulosas são muitas vezes esquecidas. A Nebulosa da Estrela Flamejante é uma combinação de nebulosas de emissão e reflexão iluminadas pela estrela variável incomum AE Aurigae. 

A nebulosa tem 37' por 19' de diâmetro, e sua porção mais brilhante fica a leste da estrela. A IC 405 fica a 1.500 anos-luz de distância. Muitos objetos com baixo brilho superficial que foram descobertos por meio da astrofotografia inicial são visíveis com os telescópios amadores de hoje, que geralmente são melhores do que aqueles que os observadores do céu profundo usavam no final do século XIX e início do século XX. 

A descrição no catálogo de índice da Nebulosa da Estrela Flamejante diz: “estrela de magnitude 6,7 com nebulosa muito brilhante e muito grande”. Com uma descrição como esta, você pensaria que seria simples de detectar. Mas, como muitas nebulosas expansivas, não é tão fácil quanto parece. Sob céu escuro e seco, a IC 405 pode ser vista com telescópios tão pequenos quanto 2,4 polegadas. Mas em céus menos ideais, pode ser impossível observá-la, mesmo com aberturas maiores. As noites de inverno tendem a ter menor umidade, então sob temperaturas frias e céus escuros, você tem uma boa chance de pegar esta nebulosa.

Se você que observar estrelas estranhas em sua lista de desejos, AE Aurigae é outro motivo para procurar IC 405. Esta estrela O9.5 extremamente quente varia uma magnitude modesta de 0,7 (de aproximadamente 5,4 a 6,1), mas sua verdadeira reivindicação à fama é sua velocidade no espaço. É uma das duas estrelas ejetadas durante uma colisão de dois sistemas binários há cerca de 2 milhões de anos na região onde agora reside o trapézio da Nebulosa de Órion. A outra é Mu (μ) Columbae. Uma terceira estrela, 53 Arietis, originou-se nesta mesma região, mas foi ejetada alguns milhões de anos antes. 

AE Aurigae está atualmente se deslocando pela IC 405, iluminando o gás à medida que avança. Assim que passar, a nebulosa desaparecerá.

Fonte: Astronomy

Detectado dióxido de carbono em atmosfera exoplanetária

O telescópio espacial James Webb encontrou evidências definitivas de dióxido de carbono na atmosfera de um planeta gigante gasoso em órbita de uma estrela semelhante ao Sol a 700 anos-luz de distância.

© STScI (ilustração do exoplaneta WASP-39 b)

O resultado fornece importantes conhecimentos sobre a composição e formação do planeta e é indicativo da capacidade do Webb em também detectar e medir dióxido de carbono nas atmosferas mais finas de planetas rochosos de menor dimensão. 

O WASP-39 b é um quente gigante gasoso com uma massa aproximadamente um-quarto da de Júpiter (aproximadamente a mesma que Saturno) e um diâmetro 1,3 vezes superior ao de Júpiter. É um planeta "inchado" devido, em parte, à sua temperatura elevada (cerca de 900º C). Ao contrário dos gigantes de gás mais compactos e frios no nosso Sistema Solar, o WASP-39 b orbita muito perto da sua estrela hospedeira, apenas cerca de um-oitavo da distância entre o Sol e Mercúrio. completando uma volta em pouco mais de quatro dias terrestres.

A descoberta do planeta, anunciada em 2011, baseou-se em detecções terrestres da sutil e periódica diminuição de luz da estrela hospedeira à medida que o planeta transita, ou passa em frente da estrela. Planetas em trânsito como WASP-39b, cujas órbitas observamos de lado e não de cima, podem proporcionar aos pesquisadores oportunidades ideais para sondar atmosferas planetárias. Durante um trânsito, parte da luz estelar é eclipsada completamente pelo planeta (provocando a queda de brilho) e alguma é transmitida através da atmosfera do planeta. A atmosfera filtra algumas cores mais do que outras, dependendo de fatores como a sua composição, a sua espessura e se existem ou não nuvens. Este efeito é observado na atmosfera da Terra, à medida que a cor e a qualidade da luz diurna muda, dependendo de quão nublado ou úmido está o ar, ou de onde o Sol está no céu. 

Dado que diferentes gases absorvem diferentes combinações de cores, os pesquisadores podem analisar pequenas diferenças no brilho da luz transmitida através de um espectro de comprimentos de onda e assim determinar exatamente de que é composta uma atmosfera. Com a sua combinação de atmosfera inflada e trânsitos frequentes, o WASP-39 b é um alvo ideal para esta técnica, conhecida como espectroscopia de transmissão.

A equipe usou o instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) do Webb para fazer esta detecção. No espectro resultante da atmosfera exoplanetária, a pequena "colina" entre 4,1 e 4,6 micrômetros não é trivial. É a primeira evidência clara, detalhada e indiscutível de dióxido de carbono alguma vez detectada num exoplaneta.

Mesmo sem a forte característica do dióxido de carbono, este espectro seria notável. Nenhum observatório alguma vez mediu antes diferenças tão sutis no brilho de tantas cores individuais na gama de 3 a 5,5 micrômetros num espectro de transmissão exoplanetário. O acesso a esta parte do espectro é crucial para medir as abundâncias de gases como a água e o metano, bem como o dióxido de carbono, que se pensa existirem nas atmosferas de muitos tipos diferentes de exoplanetas.

Compreender a composição da atmosfera de um planeta é importante porque diz-nos algo sobre a origem do planeta e de como este evoluiu. As moléculas de dióxido de carbono são rastreadores sensíveis da história da formação planetária. Ao medir esta característica do dióxido de carbono, podemos determinar quanto material sólido e gasoso foi utilizado para formar este gigante planeta. 

Na próxima década, o Webb fará esta medição para uma variedade de planetas, fornecendo informações sobre os detalhes de como os planetas se formam e sobre a singularidade do nosso próprio Sistema Solar. Estes resultados também acrescentam a análise existente realizada pelo telescópio espacial Hubble. O Webb irá complementar e ampliar estes estudos com maior resolução, maior cobertura de comprimento de onda e precisão para revelar as principais tendências nos dados que apontam para a formação e evolução destes planetas. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

O monóxido de carbono desaparecido estava escondido no gelo

Os astrônomos frequentemente observam monóxido de carbono em viveiros planetários.

© CfA / M. Weiss (ilustração de um disco protoplanetário)

O composto é muito brilhante e extremamente comum em discos protoplanetários – regiões de poeira e gás onde os planetas se formam em torno de estrelas jovens – tornando-o um alvo principal para os cientistas. 

Mas, na última década, algo não vem somando quando se trata de observações de monóxido de carbono. Uma grande porção de monóxido de carbono está faltando em todas as observações de discos, se as previsões atuais dos astrônomos sobre sua abundância estiverem corretas. Agora, um novo modelo, validado por observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter Array), resolveu o mistério: o monóxido de carbono está escondido em formações de gelo dentro dos discos. 

Este pode ser um dos maiores problemas não resolvidos em discos formadores de planetas. Dependendo do sistema observado, o monóxido de carbono é de três a 100 vezes menor do que deveria ser; é uma quantidade realmente enorme. E as imprecisões do monóxido de carbono podem ter enormes implicações para o campo da astroquímica. O monóxido de carbono é essencialmente usado para rastrear os discos protoplanetários, coletando informações da massa, composição e temperatura.

Os pesquisadores analisaram as mudanças de fase, ou seja, quando a matéria se transforma de um estado para outro, como um gás se transformando em sólido. Para estudar nuvens em exoplaneta foi utilizado um modelo que rastreia cuidadosamente onde o gelo está, em qual partícula ele está localizado, quão grandes são as partículas, quão pequenas elas são e como elas se movem. Para testar a validade do modelo, os pesquisadores compararam os resultados com observações reais do ALMA de monóxido de carbono em quatro discos bem estudados: TW Hya, HD 163296, DM Tau e IM Lup. 

O novo modelo se alinhou com cada uma das observações, mostrando que os quatro discos não estavam realmente sem monóxido de carbono, ele acabou de se transformar em gelo, que atualmente é indetectável com um telescópio.

Observatórios de rádio como o ALMA permitem que os astrônomos vejam o monóxido de carbono no espaço em sua fase gasosa, mas o gelo é muito mais difícil de detectar com a tecnologia atual, especialmente grandes formações de gelo. 

O modelo mostra que, ao contrário do pensamento anterior, o monóxido de carbono está se formando em grandes partículas de gelo, especialmente após um milhão de anos. Antes de um milhão de anos, o monóxido de carbono gasoso é abundante e detectável em discos.

Os pesquisadores esperam que este modelo possa ser validado ainda mais usando observações com o telescópio espacial James Webb.

Os resultados foram publicados na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto exoplaneta que pode ser totalmente coberto por água

Uma equipe internacional de pesquisadores da Universidade de Montreal (Canadá) e do Institute for Research on Exoplanets (iREx), anunciou a descoberta do TOI-1452 b, um exoplaneta que orbita uma das duas pequenas estrelas de um sistema binário localizado na constelação de Draco, a cerca de 100 anos-luz da Terra.

© U. Montreal (ilustração do exoplaneta TOI-1452 b)

Os pesquisadores descrevem as observações que elucidaram a natureza e as características deste exoplaneta único. Ligeiramente maior em tamanho e massa do que a Terra, o exoplaneta está localizado a uma distância de sua estrela em que sua temperatura não seria nem muito quente nem muito fria para a existência de água líquida em sua superfície.

Os astrônomos acreditam que poderia ser um planeta completamente coberto por uma espessa camada de água, semelhante a algumas das luas de Júpiter e Saturno.

Foi o telescópio espacial TESS, da NASA, que examina todo o céu em busca de sistemas planetários próximos ao nosso, que colocou os pesquisadores no rastro deste exoplaneta. Com base no sinal do TESS, que mostrou uma ligeira diminuição no brilho a cada 11 dias, os astrônomos previram um planeta cerca de 70% maior que a Terra. 

Muito menor que o nosso Sol, a estrela hospedeira TOI-1452 é uma das duas estrelas de tamanho similar no sistema binário. Estas estrelas orbitam uma à outra e estão separadas por uma distância tão pequena, 97 UA (unidades astronômicas), ou cerca de duas vezes e meia a distância entre o Sol e Plutão, que o telescópio TESS as vê como um único ponto de luz. Mas a resolução da câmara PESTO, instalada no Observatoire du Mont-Mégantic (OMM), é alta o suficiente para distinguir os dois objetos, e as imagens mostraram que o exoplaneta orbita a TOI-1452, o que foi confirmado através de observações subsequentes de uma equipe japonesa.

Para determinar a massa do planeta, os pesquisadores observaram o sistema com o SPIRou, um instrumento instalado no Telescópio Canadá-França-Havaí no Havaí (EUA). Projetado em grande parte no Canadá, o SPIrou é ideal para estudar estrelas de baixa massa, como a TOI-1452, porque opera no espectro infravermelho, em que estas estrelas são mais brilhantes. Mesmo assim, foram necessárias mais de 50 horas de observação para estimar a massa do planeta, que se acredita ser quase cinco vezes a da Terra. 

O exoplaneta TOI-1452 b é provavelmente rochoso como a Terra, mas seu raio, massa e densidade sugerem um mundo muito diferente do nosso. A Terra é essencialmente um planeta muito seco; embora às vezes o chamemos de Planeta Azul porque cerca de 70% de sua superfície é coberta pelo oceano, a água na verdade representa apenas uma fração insignificante de sua massa, menos de 1%. A água pode ser muito mais abundante em alguns exoplanetas. 

Nos últimos anos, os astrônomos identificaram e determinaram o raio e a massa de muitos exoplanetas com tamanho entre o da Terra e Netuno (cerca de 3,8 vezes maior que a Terra). Alguns destes planetas têm uma densidade que só pode ser explicada se uma grande fração de sua massa for composta de materiais mais leves do que aqueles que compõem a estrutura interna da Terra, como a água. 

O TOI-1452 b é um dos melhores candidatos a planeta oceânico que encontramos até hoje, seu raio e massa sugerem uma densidade muito menor do que se esperaria para um planeta que é basicamente composto de metal e rocha, como a Terra.

A análise do TOI-1452 b mostra que a água pode representar até 30% de sua massa, uma proporção semelhante à de alguns satélites naturais em nosso Sistema Solar, como as luas de Júpiter Ganimedes e Calisto, e as luas de Saturno Titã e Encélado. 

Um exoplaneta como o TOI-1452 b é um candidato perfeito para observação adicional com o telescópio espacial James Webb. É um dos poucos planetas temperados conhecidos que exibem características consistentes com um planeta oceânico.

A descoberta foi publicada no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Université de Montréal

Olhando para dentro de uma estrela de nêutrons

As oscilações nas estrelas de nêutrons binárias, antes de se fundirem, podem ter grandes implicações para as informações que os cientistas recolhem a partir da detecção de ondas gravitacionais.

© NASA (ilustração da fusão de duas estrelas de nêutrons)

Pesquisadores da Universidade de Birmingham demonstraram a forma como estas vibrações únicas, provocadas pelas interações entre os campos de maré das duas estrelas à medida que se aproximam, afetam as observações das ondas gravitacionais. 

A tomada em consideração destes movimentos poderá fazer uma enorme diferença na nossa compreensão dos dados obtidos pelos instrumentos Advanced LIGO e Virgo, construídos para detectar ondas gravitacionais produzidas pela fusão de buracos negros e estrelas de nêutrons. Os pesquisadores pretendem ter um novo modelo pronto para a próxima campanha de observação do Advanced Ligo e modelos ainda mais avançados para a próxima geração de instrumentos do Advanced Ligo, chamada A+, que deverão começar a sua primeira campanha de observação em 2025. 

Desde que as primeiras ondas gravitacionais foram detectadas pela Colaboração Científica LIGO e pela Colaboração Virgo em 2016, os cientistas têm-se concentrado em fazer avançar a sua compreensão das colisões massivas que produzem estes sinais, incluindo a física de uma estrela de nêutrons a densidades supra nucleares. 

Os cientistas conseguem agora obter muitas informações cruciais sobre as estrelas de nêutrons a partir das últimas detecções de ondas gravitacionais. Detalhes como a relação entre a massa da estrela e o seu raio, por exemplo, fornecem uma visão crucial da física fundamental por detrás das destas estrelas. Se estes efeitos adicionais forem negligenciados, a compreensão da estrutura das estrelas de nêutrons como um todo pode tornar-se profundamente enviesada. 

Estes aperfeiçoamentos são realmente importantes. Dentro de estrelas de nêutrons individuais podemos começar a compreender o que se passa no interior do núcleo da estrela, onde a matéria existe a temperaturas e densidades que não podemos replicar em experiências laboratoriais. A este ponto, podemos começar a ver átomos interagindo uns com os outros de formas que ainda não vimos, o que pode exigir novas leis da física. 

Os aperfeiçoamentos concebidos pela equipe representam a última contribuição da Universidade de Birmingham para o programa Advanced LIGO. Os pesquisadores têm estado profundamente envolvidos na concepção e desenvolvimento dos detectores desde as primeiras fases do programa.

O estudo foi publicado num artigo do periódico Physical Review Letters. 

Fonte: University of Birmingham

Destroço estelar como fonte de partículas cósmicas extremas

Os astrônomos há muito que procuram os locais de lançamento de alguns dos prótons mais energéticos da Via Láctea.

© NASA / Fermi (fontes emitindo raios gama)

Esta sequência compara os resultados do Fermi em três gamas de energia. O pulsar J2229+6114 é a fonte brilhante no topo, a ponta norte do remanescente da supernova G106.3+2.7 (delineado em verde). Em cada gama de energia, a sequência mostra primeiro o número de raios gama e depois as quantidades em excesso em comparação com as expectativas de um modelo de fundo. Cores mais brilhantes indicam números maiores de raios gama ou quantidades em excesso. Nas energias mais elevadas, surge uma nova fonte de raios gama, produzida quando os prótons acelerados pela onda de choque da supernova atingem uma nuvem de gás próxima.

Agora, um estudo utilizando 12 anos de dados do telescópio espacial Fermi da NASA confirma um remanescente de supernova que é exatamente um destes locais. O Fermi mostrou que as ondas de choque de estrelas que explodiram impulsionam as partículas a velocidades comparáveis às da luz.

Chamados raios cósmicos, estas partículas assumem principalmente a forma de prótons, mas podem incluir elétrons e núcleos atômicos. Dado que transportam uma carga elétrica, os seus percursos tornam-se confusos à medida que atravessam o campo magnético da nossa Galáxia. 

Uma vez que já não podemos dizer de que direção tiveram origem, isto mascara o seu local de nascimento. Mas quando estas partículas colidem com gás interestelar perto do remanescente de supernova, produzem um brilho em raios gama, a forma mais energética de luz que existe.

Os teóricos pensam que os prótons mais energéticos dos raios cósmicos na Via Láctea atingem 1x10^15 eV (quatrilhões de elétrons-volt). A natureza precisa das fontes PeVatrons, tem sido difícil de localizar. Presas por campos magnéticos caóticos, as partículas atravessam repetidamente a onda de choque da supernova, ganhando velocidade e energia com cada passagem. Eventualmente, o remanescente já não consegue segurá-las e deslocam-se velozmente para o espaço interestelar. Aceleradas até cerca de 10 vezes a energia reunida pelo acelerador de partículas mais poderoso do mundo, o LHC (Large Hadron Collider), os prótons PeV estão à beira de escapar por completo da Via Láctea.

Os astrônomos identificaram alguns PeVatrons suspeitos, incluindo um no centro da nossa Galáxia. Naturalmente, os remanescentes de supernova encabeçam a lista de candidatos. No entanto, dos cerca de 300 remanescentes conhecidos, apenas alguns foram encontrados emitindo raios gama com energias suficientemente elevadas.

O remanescente da supernova G106.3+2.7, é uma nuvem em forma de cometa localizada a cerca de 2.600 anos-luz de distância na direção da constelação de Cefeu. Um pulsar brilhante cobre a extremidade norte do remanescente de supernova e os astrônomos pensam que ambos os objetos se formaram na mesma explosão. 

O LAT (Large Area Telescope) do Fermi, o seu instrumento primário, detectou raios gama na faixa de energias GeV (bilhões de elétrons-volt) oriundos da cauda estendida do remanescente. Para comparação, a energia da luz visível mede entre 2 e 3 elétrons-volt). O VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) no Observatório Fred Lawrence Whipple registou raios gama ainda mais energéticos da mesma região. E tanto o HAWC (High-Altitude Water Cherenkov Gamma-Ray Observatory) no México como a Tibet AS-Gamma Experiment na China detectaram fótons com energias de 100 TeV (100 trilhões de elétrons-volt) da área estudada pelo Fermi e pelo VERITAS.

O pulsar, J2229+6114, emite os seus próprios raios gama num feixe parecido ao de um farol enquanto gira, e este brilho domina a região a energias de alguns GeV. A maior parte desta emissão ocorre na primeira metade da rotação do pulsar. A equipe efetivamente desligou o pulsar ao analisar apenas os raios gama que chegam da última parte do ciclo. Abaixo dos 10 GeV, não há emissão significativa da cauda do remanescente. Acima desta energia, a interferência do pulsar é insignificante e a fonte adicional torna-se facilmente aparente. 

A análise detalhada da equipe favorece esmagadoramente os prótons PeV como as partículas que conduzem esta emissão de raios gama. Até agora, o G106.3+2.7 é único, mas pode revelar-se o membro mais brilhante de uma nova população de remanescentes de supernova que emitem raios gama e que atingem energias na faixa dos TeV. Fontes adicionais poderão ser reveladas através de observações futuras pelo Fermi e por observatórios de raios gama em energias muito altas.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters. 

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberta lua em torno do asteroide Polimela

Até antes do seu lançamento, a missão Lucy da NASA já estava a caminho de bater recordes ao visitar mais asteroides do que qualquer outra missão anterior.

© GSFC (ilustração do asteroide Polimela)

Agora, após uma surpresa resultante de uma longa campanha de observação, a missão pode acrescentar mais um asteroide à lista. 

No dia 27 de março, a equipe da Lucy descobriu que o menor dos alvos troianos da missão, o asteroide Polimela, tem um satélite. Neste dia, esperava-se que Polimela passasse em frente de uma estrela, permitindo a observação da estrela piscando quando a bloqueava brevemente, ou ocultava. 

Ao espalhar 26 equipes de astrônomos profissionais e amadores pelo percurso onde a ocultação seria visível, a equipe da Lucy planejou medir a localização, tamanho e forma de Polimela com uma precisão sem precedentes, enquanto era delineada pela estrela por detrás. 

Estas campanhas de ocultação têm sido enormemente bem-sucedidas, fornecendo informações valiosas à missão sobre os seus alvos, mas neste dia houve um bônus especial. Notou-se na análise dos dados que duas das observações não eram como as outras, que detectaram um objeto a cerca de 200 km do asteroide Polimela.

Utilizando os dados da ocultação, a equipe avaliou que este satélite tem aproximadamente 5 km em diâmetro, em órbita de Polimela, que por sua vez tem mais ou menos 27 km ao longo do seu eixo maior. A distância observada entre os dois corpos era de cerca de 200 km. No momento da observação, Polimela estava a 770 milhões de quilômetros da Terra.

Seguindo as convenções de nomenclatura planetária, o satélite não receberá um nome oficial até que a equipe possa determinar a sua órbita. Como o satélite está demasiado próximo de Polimela para ser visto claramente por telescópios terrestres ou em órbita, sem a ajuda de uma estrela fortuitamente posicionada, esta determinação terá de esperar até futuras tentativas de ocultação ocorram ou até que a sonda Lucy se aproxime do asteroide em 2027.

Os asteroides contêm pistas vitais para decifrar a história do Sistema Solar, talvez até as origens da vida, e a resolução destes mistérios é de grande prioridade para a NASA. A equipe da Lucy planejou originalmente visitar um asteroide do cinturão principal e seis asteroides troianos, uma população anteriormente inexplorada de asteroides que lideram e que seguem a órbita de Júpiter em torno do Sol. 

Em janeiro de 2021, a equipe usou o telescópio espacial Hubble para descobrir que um dos asteroides troianos, Euribates, tem um pequeno satélite. Agora, com este novo satélite, a Lucy está a caminho de visitar nove asteroides nesta incrível viagem de 12 anos.

Fonte: Southwest Research Institute

Telescópio fotografa uma espetacular dança cósmica

O Very Large Telescope (VLT) do ESO observou o resultado de uma colisão cósmica, a galáxia NGC 7727.

© ESO / VLT (NGC 7727)

Esta gigante nasceu da fusão de duas galáxias, um evento que começou há cerca de um bilhão de anos. Em seu centro está o par mais próximo de buracos negros supermassivos já encontrados, dois objetos que estão destinados a se unirem em um buraco negro ainda mais massivo. 

As interações galácticas são muito violentas, mas as estrelas individuais geralmente não colidem, pois, em comparação com seus tamanhos, as distâncias entre elas são muito grandes. Em vez disso, as galáxias “dançam” em torno uma da outra, com a gravidade criando forças de maré que mudam drasticamente a forma dos dois parceiros. 

“Caudas” de estrelas, gás e poeira são tecidas em torno das galáxias à medida que elas formam eventualmente uma nova galáxia, dando origem a uma bonita e desordenada forma assimétrica como a que vemos aqui na NGC 7727. 

As consequências deste choque cósmico são muito evidentes nesta imagem da galáxia, obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no VLT. Apesar desta galáxia ter já sido previamente observada com outro telescópio do ESO, esta nova imagem mostra detalhes mais intrincados, tanto no corpo principal da galáxia como nas tênues caudas ao seu redor. Nesta imagem do VLT podemos ver os trilhos emaranhados criados à medida que as duas galáxias vão se fundindo, arrancando estrelas e poeira uma da outra para formar os longos braços que envolvem a NGC 7727. Partes destes braços se encontram salpicadas de estrelas, as quais aparecem como pontos brilhantes azul-lilás na imagem. Também visíveis na imagem estão dois pontos brilhantes no centro da galáxia, outro sinal do seu passado dramático. 

O núcleo da NGC 7727 é ainda composto pelos dois núcleos galácticos originais, cada um com um buraco negro supermassivo. Localizado a cerca de 89 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Aquário, este é o par de buracos negros supermassivos mais próximos de nós. 

Observa-se que os buracos negros em NGC 7727 estão a apenas 1.600 anos-luz de distância no céu e devem se fundir dentro de 250 milhões de anos, um piscar de olhos em tempo astronômico. Quando os buracos negros se fundem, eles criam um buraco negro ainda mais massivo. 

Prevê-se que a procura de pares de buracos negros supermassivos escondidos, como este, dê um grande salto em frente com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, que está previsto começar a operar mais para o final desta década, no deserto chileno do Atacama. Com o ELT, esperamos descobrir muitos mais destes objetos no centro das galáxias.

A nossa Galáxia, a Via Láctea, que também possui um buraco negro supermassivo no seu centro, vai acabar por se fundir com a nossa vizinha próxima, a galáxia de Andrômeda, daqui a bilhões de anos. Talvez a galáxia resultante se pareça com a dança cósmica que vemos na NGC 7727, por isso esta imagem pode nos dar um vislumbre do futuro.

Fonte: ESO

Fusão explosiva captada em comprimentos de onda milimétricos

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os cientistas registaram pela primeira vez radiação milimétrica proveniente de uma explosão provocada pela fusão de uma estrela de nêutrons com outra estrela.

© ESO / M. Weiss (ilustração da fusão de estrela de nêutrons com outra estrela)

A equipe também confirmou este flash de luz como uma das explosões de raios gama de curta duração mais energéticas, deixando para trás dos brilhos remanescentes ultravioleta mais luminosos alguma vez registados. 

 As explosões de raios gama ("gamma-ray burst", ou GRB) são as explosões mais brilhantes e energéticas do Universo, capazes de emitir mais energia numa questão de segundos do que o nosso Sol emitirá durante toda a sua vida. 

A GRB 211106A pertence a uma subclasse de GRBs conhecida como explosões de raios gama de curta duração. Estas explosões são responsáveis pela criação dos elementos mais pesados do Universo, como a platina e o ouro, e resultam da fusão catastrófica de sistemas binários contendo uma estrela de nêutrons. Estas fusões ocorrem devido à radiação de ondas gravitacionais, que removem energia da órbita das estrelas binárias, fazendo com que as estrelas espiralem uma em direção à outra. A explosão resultante é acompanhada por jatos que se movem a uma velocidade próxima da velocidade da luz. Quando um destes jatos aponta na direção da Terra, observamos um curto pulso de raios gama ou um GRB de curta duração. 

Um GRB de curta duração geralmente dura apenas alguns décimos de segundo. Os cientistas procuram então um brilho remanescente, uma emissão de radiação provocada pela interação dos jatos com o gás circundante. Mesmo assim, são difíceis de detectar; apenas meia-dúzia de GRBs de curta duração foram detectados no rádio, e até agora nenhum tinha sido detectado em comprimentos de onda milimétricos.

Os brilhos remanescentes dos GRBs de curta duração são muito luminosos e energéticos. Mas estas explosões ocorrem em galáxias distantes, o que significa que a luz delas proveniente pode ser bastante tênue para os telescópios na Terra. Antes do ALMA, os telescópios milimétricos não eram suficientemente sensíveis para a detecção destes brilhos remanescentes. 

Tendo ocorrido quando o Universo tinha apenas 40% da sua idade atual, a GRB 211106A não é exceção. A luz desta explosão de raios gama de curta duração foi tão fraca que, apesar das primeiras observações de raios X com o Observatório Neil Gehrels Swift da NASA registrarem a explosão, a galáxia hospedeira era indetectável naquele comprimento de onda e não foi possível determinar exatamente a origem da explosão.

Uma quantidade significativa de poeira na área também obscurecia o objeto da detecção em observações ópticas com o telescópio espacial Hubble. Cada comprimento de onda acrescentou uma nova dimensão à compreensão dos cientistas deste GRB, e o milímetro, em particular, foi fundamental para desvendar melhor sobre a explosão. As observações do Hubble revelaram um campo imutável de galáxias. A sensibilidade inigualável do ALMA permitiu identificar com mais precisão a localização do GRB neste campo e acabou por ter origem em outra galáxia tênue, que se encontra mais longe. Isto, por sua vez, significa que esta explosão de raios gama de curta duração é ainda mais poderosa, tornando-a uma das mais luminosas e energéticas de que há registo. 

Com o telescópio espacial James Webb será possível obter um espectro da galáxia hospedeira e conhecer facilmente a distância e, no futuro, também poderá captar os brilhos remanescentes infravermelhos e estudar a sua composição. Com a nova geração do VLA, será possível estudar a estrutura geométrica dos brilhos remanescentes e o combustível de formação estelar encontrado nos seus ambientes hospedeiros com um detalhe sem precedentes.

Os resultados serão publicados numa edição futura do periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Anãs da Fornalha parecem não mostrar vestígios de matéria escura

De acordo com o modelo padrão da cosmologia, a grande maioria das galáxias está rodeada por um halo de partículas de matéria escura.

© ESO (galáxia anã NGC 1427A)

Este halo é invisível, mas a sua massa exerce uma forte atração gravitacional sobre as galáxias nas proximidades. 

Um novo estudo liderado pela Universidade de Bonn (Alemanha) e pela Universidade de Saint Andrews (Escócia) desafia esta visão do Universo. Os resultados sugerem que as galáxias anãs do segundo aglomerado de galáxias mais próximo da Terra, conhecido como o Aglomerado da Fornalha, estão livres de tais halos de matéria escura.

As galáxias anãs são pequenas e tênues e podem ser normalmente encontradas em aglomerados de galáxias ou perto de galáxias maiores. Devido a isto, podem ser afetadas pelos efeitos gravitacionais das suas companheiras maiores.

Os pesquisadores introduziram uma forma inovadora de testar o modelo padrão com base no quanto as galáxias anãs são perturbadas pelas marés gravitacionais de galáxias maiores próximas. As marés surgem quando a gravidade de um corpo puxa de forma diferente partes diferentes de outro corpo. Estas são semelhantes às marés na Terra, que surgem porque a Lua puxa mais fortemente no lado da Terra que está de frente para a Lua.

O aglomerado de galáxias da Fornalha é rica em galáxias anãs. Observações recentes mostram que algumas destas anãs parecem distorcidas, como se tivessem sido perturbadas pelo ambiente do aglomerado. Tais perturbações nas anãs da Fornalha não são esperadas de acordo com o Modelo Padrão. Isto porque os halos de matéria escura destas anãs devem protegê-las parcialmente das marés levantadas pelo aglomerado. 

Os pesquisadores analisaram o nível esperado de perturbação das anãs, que depende das suas propriedades internas e da sua distância ao gravitacionalmente poderoso centro do aglomerado. As galáxias de grandes dimensões, mas com baixas massas estelares, e galáxias próximas do centro do aglomerado, são mais facilmente perturbadas ou destruídas.

Os cientistas compararam os resultados com o seu nível de perturbação observado evidente a partir de fotografias tiradas pelo VST (VLT Survey Telescope) do ESO. As anãs da Fornalha já deviam ter sido destruídas pela gravidade do centro do aglomerado, mesmo quando as marés que sobem sobre uma anã são sessenta e quatro vezes mais fracas do que a própria gravidade da anã. A partir disto, os pesquisadores concluíram que, no modelo padrão, não é possível explicar as morfologias observadas nas anãs da Fornalha de uma forma consistente.

Eles repetiram a análise utilizando a dinâmica newtoniana modificada (MOND). Em vez de assumir halos de matéria escura em torno das galáxias, a teoria MOND propõe uma correlação com a dinâmica newtoniana através da qual a gravidade experimenta um impulso no regime de baixas acelerações.

Os pesquisadores não tinham a certeza de que as galáxias anãs conseguiriam sobreviver ao ambiente extremo de um aglomerado de galáxias na teoria MOND, devido à ausência de halos protetores de matéria escura neste modelo, mas os resultados mostram um acordo notável entre as observações e as expectativas MOND quanto ao nível de perturbação das anãs da Fornalha.

O número de publicações que mostram incompatibilidades entre as observações e o paradigma da matéria escura continua aumentando a cada ano.

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

Fonte: Universität Bonn