Descoberto um buraco negro estelar imprevisível

Estima-se que a nossa Via Láctea contenha 100 milhões de buracos negros estelares, corpos cósmicos formados pelo colapso de estrelas massivas e tão densos que nem a luz consegue escapar.

© Jingchuan Yu (ilustração do buraco negro estelar LB-1 com uma estrela em órbita)

Até agora, os cientistas haviam estimado a massa dos buracos negros estelares individuais na nossa Galáxia em não mais do que 20 vezes a massa do Sol. Mas a descoberta de um enorme buraco negro por uma equipe de cientistas internacionais liderada pela China derrubou esta suposição.

A equipe, liderada pelo professor Liu Jifeng do Observatório Astronômico Nacional da China da Academia Chinesa de Ciências, localizou um buraco negro estelar com 70 vezes a massa do Sol. O buraco negro monstruoso está localizado a 15 mil anos-luz da Terra e recebeu o nome LB-1.

Esta descoberta foi uma grande surpresa. "Os buracos negros com esta massa nem deveriam existir na nossa Galáxia, de acordo com a maioria dos modelos atuais da evolução estelar," disse o professor Liu. "Achávamos que as estrelas muito massivas com a composição típica da nossa Galáxia deviam expelir a maior parte do seu gás em fortes ventos estelares à medida que se aproximavam do fim da sua vida. Portanto, não deviam deixar para trás um remanescente tão massivo. LB-1 é duas vezes mais massivo do que pensávamos ser possível. Agora os teóricos terão que aceitar o desafio de explicar a sua formação."

Até há poucos anos, os buracos negros estelares só podiam ser descobertos quando devoravam gás de uma estrela companheira. Este processo cria poderosas emissões de raios X, detectáveis da Terra, que revelam a presença do objeto colapsado.

A vasta maioria dos buracos negros estelares na nossa Galáxia não está envolvida num banquete cósmico e, portanto, não emite raios X reveladores. Como resultado, apenas foram identificados e medidos cerca de duas dúzias de buracos negros estelares na Via Láctea.

Para combater esta limitação, o professor Liu e colaboradores analisaram o céu com o LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) da China, procurando estrelas que orbitam um objeto invisível, puxadas pela sua gravidade.

Esta técnica de observação foi proposta pela primeira vez pelo visionário cientista inglês John Mitchell em 1783, mas só se tornou viável com as recentes melhorias tecnológicas nos telescópios e detectores.

Ainda assim, tal pesquisa é como procurar a proverbial agulha no palheiro: apenas uma estrela em mil pode estar orbitando um buraco negro.

Após a descoberta inicial, os maiores telescópios ópticos do mundo, o GTC (Gran Telescopio Canarias) com 10,4 m na Espanha e o telescópio Keck I de 10 m nos EUA, foram usados para determinar os parâmetros físicos do sistema. Os resultados foram fantásticos: uma estrela com oito massas solares orbitava um buraco negro com 70 vezes a massa do Sol a cada 79 dias.

A descoberta de LB-1 encaixa muito bem com outra inovação na astrofísica. Recentemente, os detectores de ondas gravitacionais LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) e Virgo começaram a captar ondulações no espaço-tempo provocadas por colisões de buracos negros em galáxias distantes. Curiosamente, os buracos negros envolvidos em tais colisões também são muito maiores do que o que anteriormente era considerado típico.

A observação direta de LB-1 prova que esta população de buracos negros estelares excessivamente grandes existe até no nosso próprio quintal cósmico. "Esta descoberta obriga-nos a reexaminar os nossos modelos de como os buracos negros de massa estelar se formam," disse o professor David Reitze, diretor do LIGO e da Universidade da Flórida, EUA.

"Este resultado notável, juntamente com as detecções LIGO-Virgo de colisões de buracos negros binários durante os últimos quatro anos, realmente apontam para um renascimento na nossa compreensão da astrofísica dos buracos negros," disse Reitze.

A descoberta foi relatada na última edição da revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Perto do sinal da alvorada cósmica

Utilizando o radiotelescópio MWA (Murchison Widefield Array), pesquisadores deram um novo e significativo passo em direção à detecção de um sinal do período da história cósmica em que as primeiras estrelas iluminaram o Universo.

© U. Curtin/Goldsmith (uma porção do radiotelescópio MWA)

Há cerca de 12 bilhões de anos, o Universo emergiu de uma grande idade das trevas cósmica quando as primeiras estrelas e galáxias se iluminaram. Com uma nova análise de dados recolhidos pelo radiotelescópio MWA, os cientistas estão agora mais perto do que nunca de detectar a assinatura ultrafraca deste momento decisivo na história cósmica.

Foi obtida uma primeira análise de dados de uma nova configuração do MWA desenhada especificamente para procurar o sinal do hidrogênio neutro, o gás que dominou o Universo durante a idade das trevas cósmica. A análise estabelece um novo limite, o limite mais baixo até agora, para a força do sinal do hidrogênio neutro.

Apesar da sua importância na história cósmica, pouco se sabe sobre o período em que as primeiras estrelas se formaram, conhecido como Época da Reionização. Os primeiros átomos que se formaram após o Big Bang foram íons de hidrogênio com carga positiva, átomos cujos elétrons foram arrancados pela energia do Universo jovem. À medida que o Universo arrefecia e se expandia, os átomos de hidrogênio reuniram-se com os seus elétrons para formar hidrogênio neutro. E isto era tudo o que havia no Universo até há cerca de 12 bilhões de anos, quando os átomos começaram a agrupar-se para formar estrelas e galáxias. A luz destes objetos reionizou o hidrogênio neutro, fazendo com que desaparecesse amplamente do espaço interestelar.

O objetivo de projetos como o que está decorrendo no MWA é localizar o sinal do hidrogênio neutro da idade das trevas e medir como mudou à medida que a Época da Reionização se desenrolava. Isto poderá revelar informações novas e críticas sobre as primeiras estrelas, os blocos de construção do Universo que vemos hoje. Mas observar qualquer vislumbre deste sinal daquela época é uma tarefa difícil que requer instrumentos com sensibilidade requintada.

Quando começou a operar em 2013, o MWA totalizava 2.048 antenas de rádio dispostas no interior remoto da Austrália Ocidental. As antenas são agrupadas em 128 "blocos", cujos sinais são combinados por um supercomputador chamado "Correlator". Em 2016, o número de blocos duplicou para 256 e a sua configuração na paisagem foi alterada para melhorar a sua sensibilidade ao sinal do hidrogênio neutro.

O hidrogênio neutro emite radiação no comprimento de onda dos 21 centímetros. À medida que o Universo se expandia nos últimos 12 bilhões de anos, o sinal da Época da Reionização foi esticado até cerca de 2 metros e é isso que os astrônomos do MWA estão à procura. O problema é que existem inúmeras outras fontes que emitem no mesmo comprimento de onda, fontes criadas pelo Homem, como televisão digital, bem como fontes naturais da Via Láctea e de milhões de outras galáxias.

Todas estas outras fontes são muitas ordens de magnitude mais fortes do que o sinal que está sendo detectado. Mesmo um sinal de rádio FM refletido por um avião que coincidentemente passa por cima do telescópio é suficiente para contaminar os dados.

Para detectar o sinal, os pesquisadores usam uma infinidade de técnicas de processamento para eliminar estes contaminantes. Ao mesmo tempo, têm que ter em conta as respostas de frequência únicas do próprio telescópio.

Estas técnicas de análise combinadas com a capacidade expandida do próprio telescópio resultaram num novo limite superior da força do sinal da Época da Reionização. É a segunda análise consecutiva do melhor limite até ao momento a ser divulgada pelo MWA e aumenta a esperança de que a experiência um dia detecte o sinal elusivo da Época da Reionização.

Um artigo será publicado brevemente na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Brown University

Um buraco negro enfraquecido permite que a sua galáxia "desperte"

Os astrônomos confirmaram o primeiro exemplo de um aglomerado de galáxias onde um grande número de estrelas está nascendo no seu núcleo.

© NASA/ESA/NRAO (Aglomerado da Fênix)

Usando dados de telescópios espaciais da NASA e de um observatório de rádio, pesquisadores reuniram novos detalhes sobre como os buracos negros mais massivos do Universo afetam as suas galáxias hospedeiras.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas do cosmos mantidas juntas pela gravidade, consistindo de centenas ou milhares de galáxias embebidas em gás quente, bem como de matéria escura invisível. Os maiores buracos negros supermassivos encontram-se em galáxias nos centros destes aglomerados.

Durante décadas, os astrônomos procuraram aglomerados de galáxias contendo ricos berçários de estrelas nas suas galáxias centrais. Em vez disso, encontraram buracos negros gigantes e poderosos, bombardeando energia através de jatos de partículas altamente energéticas e mantendo o gás demasiado quente para formar muitas estrelas.

Agora, os cientistas têm evidências convincentes de um aglomerado de galáxias em que as estrelas se formam a uma velocidade furiosa, aparentemente ligadas a um buraco negro menos eficaz no seu centro. Neste aglomerado único, os jatos do buraco negro central parecem ajudar na formação estelar. Os pesquisadores usaram novos dados do observatório de raios X Chandra e do telescópio espacial Hubble da NASA, e do VLA (Karl Jansky Very Large Array) para esclarecer observações anteriores deste aglomerado.

O buraco negro está no centro de um aglomerado de galáxias chamado Aglomerado da Fênix, localizado a mais ou menos 5,8 bilhões de anos-luz da Terra na direção da constelação da Fênix. A grande galáxia que hospeda o buraco negro é cercada por gás quente com temperaturas de milhões de graus. A massa deste gás, equivalente a trilhões de sóis, é várias vezes maior do que a massa combinada de todas as galáxias do aglomerado.

Este gás quente perde energia à medida que brilha em raios X, o que deve fazer com que arrefeça até formar um grande número de estrelas. No entanto, em todos os outros aglomerados de galáxias observados, explosões energéticas impulsionadas por um buraco negro fazem com que a maior parte do gás quente não arrefeça, impedindo o nascimento generalizado de estrelas.

Quando a capacidade de aquecimento de um buraco negro é desativada num aglomerado de galáxias, o gás pode então arrefecer.

As evidências desta rápida formação estelar no Aglomerado da Fênix já tinham sido anteriormente relatadas em 2012. Mas foram necessárias observações mais profundas para aprender detalhes sobre o papel do buraco negro central no renascimento de estrelas na galáxia central, e como isso pode mudar no futuro.

Combinando longas observações em raios X, no visível e no rádio, os pesquisadores obtiveram uma melhoria de dez vezes na qualidade dos dados em comparação com as observações anteriores. Os novos dados do Chandra revelam que o gás quente está arrefecendo quase ao ritmo esperado na ausência de energia injetada por um buraco negro. Os novos dados do Hubble mostram que estão localizadas cerca de 10 bilhões de massas solares de gás frio ao longo dos filamentos que conduzem ao buraco negro, e jovens estrelas estão se formando a partir deste gás frio a um ritmo de mais ou menos 500 massas solares por ano. Em comparação, a Via Láctea forma estrelas a um ritmo de aproximadamente uma massa solar por ano.

Os dados rádio do VLA revelam jatos saindo da vizinhança do buraco negro central. Estes jatos provavelmente inflaram bolhas no gás quente detectado nos dados do Chandra. Tanto os jatos quanto as bolhas são evidências do rápido crescimento do buraco negro. No início deste crescimento, o buraco negro pode ter sido subdimensionado, em comparação com a massa da sua galáxia hospedeira, o que permitiria que o arrefecimento rápido não tivesse controle.

O arrefecimento pode continuar quando o gás é transportado para longe do centro do aglomerado pelas explosões do buraco negro. A uma distância maior da influência do aquecimento do buraco negro, o gás arrefece mais depressa do que pode cair para o centro do aglomerado. Este cenário explica a observação de que o gás frio está localizado em torno das cavidades, com base numa comparação dos dados do Chandra e do Hubble.

Eventualmente, a explosão gerará turbulência, ondas sonoras e ondas de choque suficientes (parecidas às explosões sônicas produzidas pelos aviões supersônicos) para fornecer fontes de calor e impedir mais arrefecimento. Isto continuará até que a explosão cesse e o acumular de gás frio possa recomeçar. O ciclo inteiro pode então repetir-se.

A ausência de objetos semelhantes mostra que os aglomerados de galáxias e os seus enormes buracos negros passam pela rápida fase de formação estelar de forma relativamente acelerada.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódic The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Explosão de raios gama com a mais alta energia já observada

Novas observações do telescópio espacial Hubble analisaram a natureza da explosão de raios gama GRB 190114C.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração da poderosa explosão de raios gama)

As explosões de raios gama são as explosões mais poderosas do Universo. Emitem a maior parte da sua energia sob a forma de raios gama, radiação que é muito mais energética do que a luz visível que podemos ver com os nossos olhos.

Em janeiro de 2019, um GRB (Gamma-Ray Burst) extremamente brilhante e longo foi detectado por um conjunto de telescópios, incluindo os telescópios Swift e Fermi da NASA, bem como pelos telescópios MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov). Na GRB 190114C parte da luz detectada do objeto tinha a maior energia já observada: 1 TeV (um Tera elétrons-volt), cerca de um trilhão de vezes mais energia por fóton do que a luz visível. Os cientistas têm tentado observar uma emissão energética tão alta a partir de GRBs há muito tempo, de modo que esta detecção é considerada um marco na astrofísica de alta energia.

As observações anteriores revelaram que, para atingir esta energia, o material deve ser emitido de uma estrela em colapso a 99,999% da velocidade da luz. Este material é então forçado através do gás que rodeia a estrela, provocando um choque que cria a própria explosão de raios gama. Pela primeira vez, os cientistas observaram raios gama extremamente energéticos desta explosão em particular.

Vários observatórios terrestres e espaciais começaram a estudar GRB 190114C. Os astrônomos europeus receberam tempo de observação com o telescópio espacial Hubble para observar a explosão de raios gama, estudar o seu ambiente e descobrir como esta emissão extrema é produzida.

As observações do Hubble sugerem que esta explosão em particular estava num ambiente muito denso, bem no meio de uma galáxia brilhante a 5 bilhões de anos-luz de distância. Isto é realmente incomum e sugere que talvez seja por isso que produziu esta radiação excecionalmente poderosa.

Os astrônomos também usaram o VLT (Very Large Telescope) do ESO e o ALMA (Atacama Large Milimeter/submilimeter Array) para estudar a galáxia hospedeira deste GRB. O instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) no telescópio espacial Hubble foi fundamental para estudar se as propriedades ambientais do sistema hospedeiro, composto por um par próximo de galáxias em interação, podem ter contribuído para a produção destes fótons altamente energéticos. O GRB ocorreu dentro da região nuclear de uma galáxia massiva, um local bastante único. Isto é indicativo de um ambiente mais denso do que aquele onde os GRBs são normalmente observados e poderá ter sido crucial para a produção dos fótons altamente energéticos observados.

Um artigo que descreve estas observações foi publicado na revista Nature. Um artigo adicional que detalha uma análise da galáxia que hospeda a GRB será publicado no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: ESA

Luas de Netuno numa "dança da evasão"

Uma nova pesquisa aponta que as órbitas estranhas das duas luas mais interiores de Netuno não têm rival.

© NASA/JPL-Caltech (dança das luas Náiade e Talassa de Netuno)

Especialistas em dinâmica orbital estão chamando "dança da evasão" às órbitas das pequenas luas Náiade e Talassa. As duas são verdadeiras parceiras, separadas por apenas 1.850 quilômetros. Mas nunca se aproximam assim tanto uma da outra; a órbita de Náiade é inclinada e perfeitamente sincronizada. Todas as vezes que passa por Talassa (mais lenta), as duas estão mais ou menos a 3.540 km uma da outra.

Nesta coreografia perpétua, Náiade gira em torno do gigante gasoso a cada sete horas, enquanto Talassa, mais longe, demora sete horas e meia. Um observador em Talassa veria Náiade numa órbita que varia bastante num padrão em ziguezague, passando duas vezes por cima e duas vezes por baixo. Este padrão cima, cima, baixo, baixo repete-se de cada vez que Náiade dá quatro voltas em Netuno por cada órbita de Talassa. Embora a dança possa parecer estranha, mantém as órbitas estáveis.

Existem muitos tipos diferentes de ressonâncias que os planetas, as luas e os asteroides podem seguir, mas esta nunca tinha sido vista antes.

Bem longe da atração do Sol, os planetas gigantes do Sistema Solar exterior são as fontes dominantes da gravidade e, coletivamente, ostentam dúzias e dúzias de luas. Algumas destas luas formaram-se juntamente com os seus planetas e nunca foram a lugar algum; outras foram capturadas mais tarde e depois trancadas em órbitas ditadas pelos seus planetas. Algumas orbitam na direção oposta à rotação do planeta; outras trocam órbitas entre si como que para evitar colisões.

O planeta Netuno tem 14 luas confirmadas. Neso, a sua lua mais distante, tem uma órbita muito elíptica que a leva a 74 milhões de quilômetros do planeta e demora 27 anos para completar.

Náiade e Talassa são pequenas e com a forma de Tic Tacs, medindo apenas cerca de 100 km em comprimento. São duas das sete luas interiores de Netuno, parte de um sistema bem compacto que está entrelaçado com anéis tênues.

Então, como é que ficaram juntas, mas separadas? Pensa-se que o sistema de satélites original tenha sido interrompido quando Netuno capturou a sua lua gigante, Tritão, e que estas luas interiores e anéis se formaram a partir dos detritos remanescentes.

"Suspeitamos que Náiade tenha sido lançada para a sua órbita inclinada por uma interação anterior com uma das outras luas interiores de Netuno," explicou Marina Brozović, especialista em dinâmica do Sistema Solar no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. "Somente mais tarde, depois da sua inclinação orbital ter sido estabelecida, Náiade se pôde estabelecer nesta ressonância invulgar com Talassa."

Brozović e colegas descobriram o padrão orbital invulgar usando análises de observações com o telescópio espacial Hubble da NASA. O trabalho também fornece a primeira dica sobre a composição das luas interiores de Netuno. Os pesquisadores usaram as observações para calcular a sua massa e, portanto, as suas densidades, que são próximas da da água gelada.

O novo artigo científico foi publicado na revista Icarus.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Mundos distantes sob muitos sóis

Será que a Terra é o único planeta habitável do Universo ou existem mais mundos por aí capazes de suportar vida? E, se houverem, como serão?

© PanSTARRS/Mugrauer (exoplanetas orbitando outras estrelas)

Estas imagens mostram algumas das estrelas que abrigam exoplanetas com estrelas companheiras (b, c) encontradas durante o projeto. As imagens são composições RGB obtidas com o PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System). A imagem do meio mostra um sistema triplo hierárquico.

Numa tentativa de responder a estas perguntas fundamentais, os cientistas estão procurarando exoplanetas: mundos distantes que orbitam outras estrelas localizadas além do nosso Sistema Solar.

Até ao momento, conhecemos mais de 4.000 exoplanetas, a maioria dos quais orbitam estrelas individuais como o nosso Sol. O Dr. Markus Mugrauer da Universidade Friedrich Schiller em Jena, Alemanha, descobriu e caracterizou muitos novos sistemas estelares múltiplos que contêm exoplanetas. As descobertas confirmam suposições de que a existência de várias estrelas influencia o processo pelo qual os planetas se formam e desenvolvem.

"Os sistemas estelares múltiplos são muito comuns na nossa Via Láctea," explica Mugrauer. "Se tais sistemas incluem planetas, são de particular interesse para a astrofísica, porque os sistemas planetários podem diferir do nosso Sistema Solar de maneiras fundamentais." Para descobrir mais sobre estas diferenças, Mugrauer analisou mais de 1.300 estrelas que hospedam exoplanetas em órbita para ver se têm estrelas companheiras. Para este fim, utilizou dados precisos de observação do telescópio espacial Gaia da ESA.

Desta maneira, conseguiu demonstrar a existência de cerca de 200 companheiras estelares para estrelas que hospedam exoplanetas até 1.600 anos-luz de distância do Sol. Com a ajuda dos dados, Mugrauer também conseguiu caracterizar em mais detalhe as estrelas associadas e os seus sistemas. Ele descobriu que existem sistemas íntimos com distâncias de apenas 20 UA (Unidades Astronômicas), que no nosso Sistema Solar corresponde aproximadamente à distância de Urano ao Sol, bem como sistemas com estrelas separadas por mais de 9.000 UA.

As estrelas companheiras também variam quanto à sua massa, temperatura e estágio de evolução. As mais massivas têm 1,4 vezes a massa do nosso Sol, enquanto as mais leves têm apenas 8% da massa do Sol. A maioria das estrelas companheiras são anãs frias e de baixa massa com um tom avermelhado.

No entanto, também foram identificadas oito anãs brancas entre as fracas companheiras estelares. Uma anã branca é o núcleo queimado de uma estrela parecida com o Sol, com mais ou menos o tamanho da Terra, mas com metade da massa do nosso Sol. Estas observações mostram que os exoplanetas podem realmente sobreviver ao estágio evolutivo final de uma estrela semelhante ao Sol nas proximidades.

A maioria dos sistemas estelares com exoplanetas identificados no estudo possui duas estrelas. No entanto, foram detectadas cerca de duas dúzias de sistemas triplos e até um sistema quádruplo. No intervalo de distâncias analisadas, entre aproximadamente 20 e 10.000 UA, um total de 15% das estrelas estudadas possui pelo menos uma estrela companheira. Isto é apenas cerca de metade da frequência esperada em geral para estrelas do tipo solar. Além disso, as estrelas companheiras detectadas mostram distâncias cerca de cinco vezes maiores do que em sistemas comuns.

Estes dois fatores, em conjunto, podem indicar que a influência de várias estrelas num sistema estelar atrapalha o processo de formação planetária bem como o desenvolvimento das suas órbitas. A causa disto pode ser, em primeiro lugar, o impacto gravitacional de uma companheira estelar no disco de gás e poeira a partir do qual os planetas se formam ao redor da estrela hospedeira. Mais tarde, a gravitação da companheira estelar influencia o movimento dos planetas em torno da sua estrela hospedeira.

No futuro, a multiplicidade de estrelas hospedeiras planetárias recém-descobertas seria estudada usando dados da missão Gaia e quaisquer estrelas companheiras detectadas seriam caracterizadas com precisão.

O estudo foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Friedrich Schiller University

Emissão versus absorção

Nesta imagem o telescópio espacial Hubble voltou seus olhos poderosos para uma galáxia de linhas de emissão chamada NGC 3749.

© Hubble (NGC 3749)

Quando os astrônomos exploram o conteúdo e as partes constituintes de uma galáxia em algum lugar do Universo, eles usam várias técnicas e ferramentas. Uma delas é refratar a luz que entra dessa galáxia em um espectro e explorar suas propriedades. Isso é feito da mesma maneira que um prisma de vidro espalha a luz branca em seus comprimentos de onda constituintes para criar um arco-íris. Ao procurar sinais específicos de emissão de vários elementos no espectro de luz de uma galáxia, as chamadas linhas de emissão ou, inversamente, os sinais de absorção de outros elementos, as chamadas linhas de absorção, é possível deduzir o que pode estar acontecendo no interior.

Se o espectro de uma galáxia mostra muitas linhas de absorção e poucas linhas de emissão, isso sugere que seu material de formação de estrelas foi esgotado e que suas estrelas são principalmente antigas, enquanto o oposto sugere que pode estar repleto de formação de estrelas e recém-nascidos estelares energéticos. Essa técnica conhecida como espectroscopia, pode inferir sobre o tipo e composição de uma galáxia, a densidade e a temperatura de qualquer gás emitente, a taxa de formação de estrelas ou a massa do buraco negro central da galáxia.

Embora nem todas as galáxias exibam linhas de emissão fortes, a NGC 3749 exibe!

Encontra-se a mais de 135 milhões de anos-luz de distância da Terra e é moderadamente luminosa. A galáxia tem sido usada como um "controle" em estudos de galáxias especialmente ativas e luminosas, aquelas com centros conhecidos como núcleos galácticos ativos, que emitem quantidades abundantes de radiação intensa. Em comparação com esses primos ativos, a NGC 3749 é classificada como inativa e não apresenta sinais conhecidos de atividade nuclear.

Fonte: ESA

Estrela "fugitiva" foi expulsa do "Coração da Escuridão"

Uma estrela que viaja a velocidades ultrarrápidas após ser expelida pelo buraco negro supermassivo no coração da nossa Galáxia foi avistada por uma equipe internacional de astrônomos.

© James Josephides (ilustração da expulsão de S5-HVS1 por Sagitário A*)

Viajando a uma incrível velocidade de 6 milhões de quilômetros por hora, a estrela está se movendo tão depressa que deixará a Via Láctea e entrará no espaço intergaláctico.

A estrela denominada S5-HVS1, foi descoberta na direção da constelação de Grou por Sergey Koposov da Universidade Carnegie Mellon como parte do levantamento S⁵ (Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey) liderado por Ting Li, desta universidade. Estava se movendo 10 vezes mais depressa do que a maioria das estrelas da Galáxia.

As estrelas de alta velocidade têm sido uma grande fonte de curiosidade para os astrônomos desde a sua descoberta há duas décadas. Dado que a S5-HVS1 se move tão depressa e por ter passado relativamente perto da Terra, a 29.000 anos-luz, forneceu uma oportunidade sem precedentes para melhor entender estes fenômenos. Graças a estas circunstâncias únicas, os pesquisadores conseguiram traçar a sua viagem de volta ao centro da Via Láctea, onde existe um buraco negro com 4 milhões de vezes a massa do Sol.

É provável que o buraco negro ejetou a estrela a uma velocidade de milhares de quilômetros por segundo há cerca de 5 milhões de anos. Esta expulsão ocorreu quando os antepassados do ser humano estavam apenas a aprender a andar eretos.

Há trinta anos, o astrônomo Jack Hills propôs que estrelas ultrarrápidas pudessem ser expelidas por buracos negros através de um processo denominado mecanismo Hills.

Originalmente, S5-HSV1 vivia com uma companheira num sistema binário, mas aproximaram-se demais do Sagitário A*, o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. Na luta gravitacional que se seguiu, a estrela companheira foi capturada pelo buraco negro, enquanto S5-HSV1 foi expulsa a uma velocidade extremamente alta.

A descoberta inicial foi feita com o telescópio Anglo-Australiano e acompanhada com observações do satélite Gaia da ESA, que permitiu aos astrônomos revelar totalmente a velocidade da estrela e a sua viagem.

Embora o principal objetivo científico do S⁵ seja pesquisar os fluxos estelares, a perturbação por galáxias anãs e aglomerados globulares, os recursos do instrumento foram utlizados para procurar alvos interessantes na Via Láctea.

O trabalho foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

NICER avista explosão recorde de raios X

O telescópio NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA, na Estação Espacial Internacional, detectou um pico repentino de raios X por volta das 22:04 do dia 20 de agosto.

© Goddard Space Flight Center/Chris Smith (ilustração da explosão de raios X do Tipo I)

A explosão foi provocada por um enorme flash termonuclear à superfície de um pulsar, os remanescentes esmagados de uma estrela que há muito tempo explodiu como supernova.

O surto de raios X, o mais brilhante visto até agora pelo NICER, veio de um objeto chamado SAX J1808.4-3658 (J1808, de forma abreviada). As observações revelam muitos fenômenos que nunca foram vistos juntos numa única explosão. Além disso, o surto em diminuição aumentou novamente e brevemente de brilho por razões que os astrônomos ainda não conseguem explicar.

A explosão de raios X do Tipo I liberou tanta energia em 20 segundos quanto o Sol em quase 10 dias. Os detalhes que o NICER capturou desta erupção recorde ajudarão os astrônomos a entender melhor os processos físicos que impulsionam surtos termonucleares deste e de outros pulsares explosivos.

Os pulsares são uma espécie de estrela de nêutrons, o núcleo compacto deixado para trás quando uma estrela massiva fica sem combustível, colapsa sob si própria e explode. Os pulsares podem girar rapidamente e hospedar pontos quentes emissores de raios X nos seus polos magnéticos. À medida que o objeto gira, varre os seus pontos quentes na nossa linha de visão, produzindo pulsos regulares de radiação altamente energética.

O J1808 está localizado a aproximadamente 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. Ele gira 401 vezes por segundo e é membro de um sistema binário. A sua companheira é uma anã marron, um objeto maior do que um planeta gigante gasoso, mas pequeno demais para ser uma estrela. Um fluxo constante de hidrogênio gasoso flui da companheira para a estrela de nêutrons e acumula-se numa vasta estrutura de armazenamento chamada disco de acreção.

O gás nos discos de acreção não se move para dentro facilmente. Mas a cada poucos anos, os discos em torno de pulsares como J1808 tornam-se tão densos que uma grande quantidade de gás é ionizado ou despojado dos seus elétrons. Isto dificulta a movimentação da luz pelo disco. A energia aprisionada inicia um processo descontrolado de aquecimento e ionização que retém ainda mais energia. O gás torna-se mais resistente ao fluxo e começa a espiralar para dentro, caindo finalmente no pulsar.

A "chuva" de hidrogênio até à superfície forma um "mar" global quente e cada vez mais profundo. Na base desta camada, as temperaturas e as pressões aumentam até que os núcleos do hidrogênio se fundem para formar núcleos de hélio, o que produz energia, um processo em funcionamento no núcleo do nosso Sol.

Quando a camada de hélio tem alguns metros de profundidade, as condições permitem que os núcleos de hélio se fundam em carbono. Então, o hélio entra em erupção explosiva e lança uma bola de fogo termonuclear por toda a superfície do pulsar.

O limite de Eddington descreve a intensidade máxima de radiação que uma estrela pode ter antes que a radiação faça com que se expanda. Este ponto depende fortemente da composição do material acima da fonte de emissão.

"O nosso estudo explora este conceito de longa data de uma nova maneira," disse Deepto Chakrabarty, professor de física no MIT (Massachusetts Institute of Technology) em Cambridge. "Aparentemente, estamos vendo o limite de Eddington para duas composições diferentes na mesma explosão de raios X. Esta é uma maneira muito poderosa e direta de acompanhar as reações de queima nuclear subjacentes ao evento."

Ao início da explosão, os dados do NICER mostram que o brilho dos raios X diminuiu durante quase um segundo antes de aumentar novamente num ritmo mais lento. Os cientistas interpretam esta "paralisação" como o momento em que a energia da explosão se acumulou o suficiente para fazer explodir a camada de hidrogênio do pulsar para o espaço.

A bola de fogo continuou crescendo por mais dois segundos e, em seguida, atingiu o seu pico, explodindo a camada de hélio mais massiva. O hélio expandiu-se mais rapidamente, ultrapassou a camada de hidrogênio antes que pudesse dissipar-se e, em seguida, diminuiu de velocidade, parou e assentou-se à superfície do pulsar. Após esta fase, o pulsar aumentou novamente de brilho, cerca de 20%, mas apenas brevemente, por razões que ainda não são compreendidas.

Durante esta recente atividade do J1808, o NICER detectou outra explosão de raios X, muito mais fraca, que não exibiu nenhuma das principais características observadas no evento de 20 de agosto.

Além de detectar a expansão de diferentes camadas, as observações da explosão pelo NICER revelam raios X refletidos pelo disco de acreção e registram o piscar das "oscilações de rajada", sinais de raios X que aumentam e diminuem na frequência de rotação do pulsar, mas que ocorrem em locais da superfície diferentes dos pontos quentes responsáveis pelos seus pulsos normais de raios X.

O artigo que descreve estas descobertas foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Uma rival da Via Láctea

O Universo é simplesmente tão vasto que pode ser difícil manter um senso de escala.

© Hubble (NGC 772)

Muitas galáxias que vemos através de telescópios como o telescópio espacial Hubble parecem relativamente semelhantes: braços em espiral, um centro brilhante e uma mistura de manchas brilhantes de formação de estrelas e ondulações escuras de poeira cósmica tecendo por toda parte.

Esta galáxia, uma galáxia espiral chamada NGC 772, não é exceção. Na verdade, tem muito em comum com a nossa galáxia, a Via Láctea. Cada uma possui algumas galáxias satélites, pequenas galáxias que orbitam intimamente e estão gravitacionalmente ligadas às suas galáxias progenitoras. Um dos braços em espiral da NGC 772 foi distorcido e interrompido por uma destas galáxias satélites, a NGC 770, que não é visível na imagem aqui, deixando-o alongado e assimétrico.

No entanto, as duas também são diferentes em alguns aspectos importantes. Por um lado, a NGC 772 é uma galáxia espiral peculiar e não barrada; respectivamente, isso significa que é um tanto estranho em tamanho, forma ou composição e que não possui uma característica central conhecida como barra, que vemos em muitas galáxias em todo o cosmos, incluindo a Via Láctea. Estas barras são construídas com gás e estrelas, e acredita-se que canalizam e transportam material através do núcleo galáctico, possivelmente alimentando e inflamando vários processos, como a formação de estrelas.

Fonte: ESA

Descoberta uma nova classe de buracos negros?

Os buracos negros são uma parte importante na compreensão do Universo, que os cientistas estão tentando construir um censo de todos os buracos negros da Via Láctea.

© OSU/Jason Scults (ilustração de buraco negro perto de gigante vermelha)

Mas uma nova pesquisa mostra que à sua busca pode estar faltando uma classe inteira de buracos negros que não era conhecida sua existência.

Neste estudo os astrônomos fornecem uma nova maneira de procurar buracos negros e mostram que é possível que exista uma classe de buracos negros ainda menores dos conhecidos no Universo.

Os cientistas estão tentando entender as explosões de supernovas, como estrelas massivas explodem, como os elementos foram formados nas estrelas massivas. Portanto, se for possível revelar uma nova população de buracos negros, poderia fornecer mais informações sobre quais as estrelas que explodem, quais as que não explodem, quais as que formam buracos negros, quais as que formam estrelas de nêutrons.

Os buracos negros formam-se quando certas estrelas massivas morrem, encolhem e explodem. Os astrônomos também estão à procura de estrelas de nêutrons, que são estrelas pequenas e densas que se formam quando algumas estrelas morrem e colapsam.

Estes dois tipos de objetos podem reter informações interessantes sobre os elementos da Terra e como as estrelas vivem e morrem. Mas, para descobrir estas informações, é necessário inicialmente descobrir onde estão os buracos negros.

Os buracos negros costumam existir em sistemas binários. Isto significa simplesmente que duas estrelas estão próximas o suficiente uma da outra para estarem unidas pela gravidade numa órbita mútua. Quando uma destas estrelas morre, a outra pode permanecer, ainda orbitando o espaço onde a estrela morta viveu e onde um buraco negro ou estrela de nêutrons se formou.

Durante anos, os buracos negros que os cientistas conheciam tinham todos massas entre 5 e 15 vezes a massa do Sol. As estrelas de nêutrons conhecidas geralmente não têm mais do que 2,1 vezes a massa do Sol; se tivessem mais do que 2,5 massas solares, entrariam em colapso para formar um buraco negro.

Mas, no verão de 2017, um levantamento chamado LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observou a fusão de dois buracos negros numa galáxia a cerca de 1,8 bilhões de anos-luz de distância. Um destes buracos negros tinha cerca de 31 vezes a massa do Sol; o outro cerca de 25 vezes a massa do Sol.

Os astrofísicos há muito que suspeitavam que os buracos negros podiam ter tamanhos fora da variedade conhecida, e a descoberta do LIGO provou que os buracos negros podiam ser maiores. Mas havia uma janela de tamanho entre as maiores estrelas de nêutrons e os buracos negros menores.

Os cientistas começaram a vasculhar os dados do APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), que recolheu espectros de luz de cerca de 100.000 estrelas espalhadas pela Via Láctea. Notou-se que os espectros podiam mostrar que uma estrela podia estar em órbita de outro objeto: mudanças nos espectros, um desvio para comprimentos de onda mais azuis, por exemplo, seguido por um desvio para comprimentos de onda mais vermelhos, podiam indicar que uma estrela estava orbitando um companheiro ainda não observado.

Seguidamente, restringiu os dados do APOGEE para 200 das estrelas mais interessantes. Foram compiladas milhares de imagens de cada potencial sistema binário com o ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae; o ASAS-SN já encontrou aproximadamente 1.000 supernovas).

A análise de dados apontou uma estrela gigante vermelha que parecia orbitar algo, mas que, com base nos cálculos, era provavelmente muito menor do que os buracos negros conhecidos da Via Láctea, e muito maior do que maioria das estrelas de nêutrons conhecidas.

Após mais cálculos e dados adicionais obtidos com o TRES (Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph) e com o satélite Gaia, os astrônomos perceberam que haviam encontrado um buraco negro de baixa massa, com provavelmente mais ou menos 3,3 vezes a massa do Sol.

O estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: The Ohio State University

Quando os exoplanetas colidem

Um vislumbre dramático das consequências de uma colisão entre dois exoplanetas está fornecendo uma visão do que pode acontecer quando os planetas colidem. Um evento similar, no nosso próprio Sistema Solar, pode ter formado a Lua.

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração de colisão catastrófica entre dois exoplanetas rochosos)

Conhecido como BD +20 307, este sistema binário fica a mais de 300 anos-luz da Terra e as suas estrelas têm pelo menos um bilhão de anos. No entanto, este sistema maduro mostrou sinais de detritos empoeirados em turbilhão que não são frios, como seria de esperar para estrelas com esta idade. Ao invés, os detritos são quentes, reforçando que foram produzidos há relativamente pouco tempo pelo impacto de dois corpos planetários.

Há uma década, observações deste sistema por observatórios terrestres e pelo telescópio espacial Spitzer da NASA forneceram as primeiras pistas desta colisão durante a descoberta destes detritos quentes. Agora, o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) revelou que o brilho infravermelho dos detritos aumentou mais de 10%, um sinal de que existe atualmente ainda mais poeira quente.

Os resultados confirmam ainda que uma colisão extrema entre exoplanetas rochosos poderá ter ocorrido há relativamente pouco tempo. Colisões como estas podem mudar os sistemas planetários. Pensa-se que uma colisão entre um corpo do tamanho de Marte e a Terra, há 4,5 bilhões de anos, tenha criado detritos que eventualmente formaram a Lua.

Os planetas formam-se quando partículas de poeira ao redor de uma estrela jovem se unem e crescem com o tempo. Os detritos remanescentes permanecem após a formação de um sistema planetário, geralmente em regiões frias e distantes, como o Cinturão de Kuiper, localizado além de Netuno no nosso próprio Sistema Solar. Os astrônomos esperam encontrar poeira quente em torno de jovens sistemas solares. À medida que evoluem, as partículas de poeira continuam colidindo e eventualmente tornam-se pequenas o suficiente para serem sopradas do sistema ou puxadas para a estrela. A poeira quente em torno de estrelas mais velhas, como o nosso Sol e as duas do sistema BD +20 307, há muito que devia ter desaparecido. O estudo dos detritos empoeirados em torno de estrelas auxilia não apenas a aprender como os sistemas exoplanetários evoluem, mas também a construir uma imagem mais completa da história do nosso próprio Sistema Solar.

As observações no infravermelho, como aquelas da câmara FORCAST (Faint Object Infrared Camera for the SOFIA Telescope) acoplada ao SOFIA, são cruciais para descobrir pistas escondidas na poeira cósmica. Quando observado no infravermelho, este sistema é muito mais brilhante do que o esperado tendo em conta apenas as estrelas. A energia extra vem do brilho dos detritos de poeira, que não podem ser observados em outros comprimentos de onda.

Embora existam vários mecanismos que podem fazer com que a poeira brilhe com mais intensidade, pode estar absorvendo mais calor estelar ou se aproximando das estrelas, é improvável que tal aconteça em apenas 10 anos, o que é extremamente rápido para mudanças cósmicas. Uma colisão planetária, no entanto, injetaria facilmente e rapidamente uma grande quantidade de poeira. Isto fornece mais evidências de que dois exoplanetas colidiram um com o outro. A equipe está analisando dados das observações de acompanhamento para verificar se existem outras alterações no sistema.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Remanescentes de supernova desconstruídos

Esta imagem composta de raios X (vermelho e verde) obtida pelo observatório de raios X Chandra da NASA e óptica (azul) obtida pelo Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) do National Optical Astronomy Observatory (NOAO)  revela a forma de gato produzida pelos restos de duas estrelas que explodiram na galáxia Grande Nuvem de Magalhães.

© Chandra/CTIO (remanescentes de supernova DEM L316)

Embora as conchas de gás quente pareçam estar colidindo, isso pode ser uma ilusão nos remanescentes de supernova denominado DEM L316.

Os espectros de raios X do Chandra mostram que a carcaça de gás quente na parte superior esquerda contém consideravelmente mais ferro que a da parte inferior direita. A alta abundância de ferro implica que esse remanescente da supernova é o produto de uma supernova do tipo Ia desencadeada pela absorção de matéria de uma estrela companheira por uma estrela anã branca.

Por outro lado, a abundância muito menor de ferro no remanescente da supernova inferior indica que era uma supernova tipo II produzida pela explosão de uma estrela jovem e massiva. Demora bilhões de anos para formar uma estrela anã branca, enquanto uma estrela jovem e massiva explodirá em alguns milhões de anos. A disparidade de idades nas estrelas progenitoras significa que é muito improvável que elas explodam muito perto uma da outra. A proximidade aparente dos restos é provavelmente o resultado de um alinhamento por acaso.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics