O desaparecimento do planeta natal de Spock

A possível detecção de um planeta em órbita de uma estrela que a franquia Star Trek tornou famosa atraiu entusiasmo e muita atenção quando foi anunciada em 2018.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração do planeta HD 26965 b)

Apenas cinco anos depois, o planeta parecia estar em terreno movediço quando outros pesquisadores questionaram a sua existência. Agora, medições de precisão utilizando um instrumento da NASA, instalado há alguns anos no topo de Kitt Peak, no estado norte-americano do Arizona, parecem ter devolvido o planeta Vulcan ainda mais definitivamente para o reino da ficção científica.

Dois métodos de detecção exoplanetária dominam todos os outros na busca contínua por novos mundos estranhos. O método de "trânsito", que analisa pequenas quedas na luz estelar quando um planeta atravessa a face da sua estrela, é responsável pela grande maioria das detecções. Mas o método da "velocidade radial" também tem acumulado uma boa parte das descobertas de exoplanetas. Este método é especialmente importante para sistemas com planetas que, do ponto de vista da Terra, não atravessam as faces das suas estrelas. Acompanhando mudanças sutis na luz estelar, os cientistas podem medir "oscilações" na própria estrela, à medida que a gravidade de um planeta em órbita a puxa para um lado e depois para outro. 

Para planetas muito grandes, o sinal de velocidade radial conduz majoritariamente à detecção inequívoca de planetas. Mas os planetas não tão grandes podem ser problemáticos. Até os cientistas que fizeram a detecção original e possível do planeta HD 26965 b  advertiram que poderia acabar por ser apenas perturbações estelares disfarçadas de planeta. Os pesquisadores relataram a existência de uma "super-Terra" - maior do que a Terra, menor do que Netuno - numa órbita de 42 dias em torno de uma estrela semelhante ao Sol, a cerca de 16 anos-luz de distância. 

A nova análise, que usa medições de velocidade radial de alta precisão ainda não disponíveis em 2018, confirma que a cautela sobre a possível descoberta era justificada. A má notícia vem de um instrumento conhecido como NEID, uma adição recente ao complexo de telescópios do Observatório Nacional de Kitt Peak. O NEID, tal como outros instrumentos de velocidade radial, baseia-se no efeito Doppler: mudanças no espectro de luz de uma estrela que revelam os seus movimentos oscilantes. 

Neste caso, a análise do suposto sinal do planeta em vários comprimentos de onda de luz, emitidos a partir de diferentes níveis da camada exterior da estrela, ou fotosfera, revelou diferenças significativas entre as medições individuais de comprimento de onda, ou seja, os seus desvios Doppler, e o sinal total quando todos foram combinados. Isto significa que, muito provavelmente, o sinal do planeta é realmente a cintilação de algo na superfície da estrela que coincide com uma rotação de 42 dias, talvez a agitação de camadas mais quentes e mais frias por baixo da superfície da estrela, chamada convecção, combinada com características da superfície estelar como manchas, que são regiões brilhantes e ativas. Ambas podem alterar os sinais de velocidade radial de uma estrela. 

Embora a nova descoberta, pelo menos para já, retire à estrela 40 Eridani A o seu possível planeta Vulcan, as notícias não são de todo más. A demonstração de medições de velocidade radial tão bem calibradas promete fazer distinções observacionais mais nítidas entre planetas reais e os abalos e agitações nas superfícies de estrelas distantes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: NASA

Primeira detecção de estrelas magnéticas para além da Via Láctea

Pela primeira vez foram detectados campos magnéticos em três estrelas massivas e quentes nas galáxias vizinhas da Via Láctea, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães.

© Webb (NGC 346)

Embora já tenham sido detectadas estrelas massivas magnéticas na nossa própria Galáxia, a descoberta de magnetismo nas Nuvens de Magalhães é especialmente importante porque estas galáxias têm uma forte população de jovens estrelas massivas. Isto proporciona uma oportunidade única para estudar estrelas em formação ativa e o limite superior da massa que uma estrela pode ter e permanecer estável.

O magnetismo é considerado um componente chave na evolução de estrelas massivas, com um impacto de longo alcance no seu destino final. São as estrelas massivas, inicialmente com mais de oito massas solares, que deixam para trás estrelas de nêutrons e buracos negros no final da sua evolução. 

Os observatórios de ondas gravitacionais têm observado eventos espetaculares de fusão destes sistemas compactos remanescentes. Além disso, estudos teóricos propõem um mecanismo magnético para a explosão de estrelas massivas, relevante para as explosões de raios gama, flashes de raios X e supernovas.

Os campos magnéticos estelares são medidos por espectropolarimetria. Para tal, regista-se a luz estelar polarizada circularmente e investigam-se as menores alterações nas linhas espectrais. No entanto, para atingir a precisão necessária nas medições da polarização, este método requer dados de alta qualidade. O método é extremamente ávido por fótons. Devido a estas condições, os espectropolarímetros convencionais de alta resolução e os telescópios menores não são adequados para tais exploraçõess. Por conseguinte, foi utilizado o espectropolarímetro de baixa resolução FORS2, que está montado num dos quatro telescópios de 8 metros do VLT (Very Large Telescope) do ESO. As tentativas anteriores de detectar campos magnéticos em estrelas massivas localizadas além da Via Láctea não tiveram êxito. Estas medições são complexas e dependem de vários fatores. 

O campo magnético que é medido com polarização circular é chamado campo magnético longitudinal e corresponde exclusivamente à componente do campo que aponta na direção do observador. É semelhante à luz proveniente de um farol, que é fácil de ver quando o feixe brilha na direção do observador. Como a estrutura do campo magnético nas estrelas massivas é geralmente caracterizada por um dipolo global com o eixo inclinado em relação ao eixo de rotação, a intensidade do campo magnético longitudinal pode ser zero nas fases de rotação quando o observador está olhando diretamente para o equador magnético da estrela em rotação. 

A detectabilidade do sinal de polarização também depende do número de características espectrais usadas para analisar a polarização. É preferível a observação de uma região espectral mais vasta com um maior número de características espectrais. Além disso, tempos de exposição mais longos são cruciais para registar espectros polarimétricos com uma relação sinal/ruído suficientemente elevada. 

Os astrônomos realizaram observações espectropolarimétricas de cinco estrelas massivas nas Nuvens de Magalhães. Em duas estrelas presumivelmente individuais com características espectrais típicas de estrelas massivas magnéticas da Via Láctea e num sistema binário massivo em interação ativa (Cl*NGC346 SSN7) localizado no núcleo da região de formação estelar mais massiva NGC 346, na Pequena Nuvem de Magalhães, conseguiram detectar campos magnéticos da ordem de kilogauss. 

Na superfície do nosso Sol, campos magnéticos tão fortes só podem ser detectados em pequenas regiões altamente magnetizadas, as manchas solares. As detecções de campos magnéticos nas Nuvens de Magalhães constituem a primeira indicação de que a formação de estrelas massivas se processa em galáxias com populações estelares jovens de forma semelhante à da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam

Descoberto exoplaneta com tamanho entre o da Terra e de Vênus

Utilizando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e de muitas outras instalações, duas equipes internacionais de astrônomos descobriram um planeta com dimensões entre a Terra e Vênus a apenas 40 anos-luz de distância.

© NASA (ilustração de estrela anã vermelha e o exoplaneta Gliese 12 b)

Múltiplos fatores fazem do planeta um candidato adequado para um estudo mais aprofundado com o telescópio espacial James Webb. O TESS observa uma grande faixa do céu durante cerca de um mês de cada vez, registando as alterações de brilho de dezenas de milhares de estrelas a intervalos que vão de 20 segundos a 30 minutos. Captar trânsitos, quedas breves e regulares de brilho estelar provocadas pela passagem de mundos em órbita, é um dos principais objetivos da missão.

Embora ainda não se sabe se o planeta possui uma atmosfera, ele está sendo considerado como um exo-Vênus, com tamanho e energia recebidos da sua estrela semelhantes aos do nosso vizinho planetário no Sistema Solar.

A estrela hospedeira, chamada Gliese 12, é uma anã vermelha fria situada a quase 40 anos-luz de distância na direção da constelação de Peixes. A estrela tem apenas cerca de 27% do tamanho do Sol, com cerca de 60% da temperatura da superfície do Sol. O mundo recém-descoberto, chamado Gliese 12 b, completa uma órbita a cada 12,8 dias e é do tamanho da Terra ou ligeiramente menor, comparável a Vênus. Assumindo que não tem atmosfera, o planeta tem uma temperatura à superfície estimada em cerca de 42 graus Celsius. 

As relativamente pequenas massas e tamanhos das anãs vermelhas as tornam ideais para encontrar planetas do tamanho da Terra. Uma estrela menor significa um maior escurecimento em cada trânsito, e uma massa menor significa que um planeta em órbita pode produzir uma maior oscilação da estrela, conhecida como "movimento reflexo". Estes efeitos tornam os planetas menores mais fáceis de detectar. As luminosidades mais baixas das estrelas anãs vermelhas também significam que as suas zonas habitáveis, o intervalo de distâncias orbitais onde pode existir água líquida à superfície de um planeta, ficam mais perto delas. Isto faz com que seja mais fácil detectar planetas em trânsito dentro de zonas habitáveis em torno de anãs vermelhas do que em torno de estrelas que emitem mais energia. 

A distância que separa Gliese 12 e o novo planeta é apenas 7% da distância entre a Terra e o Sol. O planeta recebe 1,6 vezes mais energia da sua estrela do que a Terra recebe do Sol e cerca de 85% do que Vênus recebe. Gliese 12 b representa um dos melhores alvos para estudar se planetas do tamanho da Terra em órbita de estrelas frias podem reter as suas atmosferas, um passo crucial para avançar na compreensão da habitabilidade em planetas da Via Láctea. 

Pensa-se que as primeiras atmosferas da Terra e de Vênus foram removidas e depois reabastecidas por desgaseificação vulcânica e bombardeamentos de material residual do Sistema Solar. A Terra é habitável, mas Vênus não o é devido à sua completa perda de água.

Como Gliese 12 b está entre a Terra e Vênus em termos de temperatura, a sua atmosfera pode conduzir muito sobre os percursos de habitabilidade que os planetas tomam à medida que se desenvolvem. Um fator importante na manutenção de uma atmosfera é a atividade da sua estrela. As anãs vermelhas tendem a ser magneticamente ativas, o que resulta em frequentes e poderosas erupções de raios X. No entanto, as análises de ambas as equipas concluem que Gliese 12 não mostra sinais de comportamento extremo. 

Durante um trânsito, a luz da estrela hospedeira passa através de qualquer atmosfera. As diferentes moléculas de gás absorvem cores diferentes, pelo que o trânsito fornece um conjunto de impressões digitais químicas que podem ser detectadas por telescópios como o Webb. Para compreender melhor a diversidade das atmosferas e os desfechos evolutivos destes planetas, precisamos de mais exemplos como Gliese 12 b. 

Dois artigos foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: W. M. Keck Observatory

As galáxias em formação ativa no Universo primitivo

Pesquisadores, analisando dados do telescópio espacial James Webb da NASA, identificaram três galáxias que poderão estar se formando ativamente quando o Universo tinha apenas 400 a 600 milhões de anos.

© STScI (ilustração de uma galáxia em formação)

Os dados do Webb mostram que estas galáxias estão rodeadas de gás que podem ser  quase exclusivamente constituído de hidrogênio e hélio, os primeiros elementos a existir no cosmos. 

Os instrumentos do Webb são tão sensíveis que foram capazes de detectar uma quantidade incomum de gás denso em torno destas galáxias. Este gás acabará provavelmente por alimentar a formação de novas estrelas nas galáxias.

Nesta fase da história do Universo, as galáxias estão todas intimamente ligadas ao meio intergaláctico, com os seus filamentos e estruturas de gás pristino. Nas imagens do Webb, as galáxias parecem manchas vermelhas tênues, razão pela qual os dados adicionais, conhecidos como espectros, foram fundamentais para as conclusões dos astrônomos. Estes espectros mostram que a luz destas galáxias está sendo absorvida por grandes quantidades de gás hidrogênio neutro.  Este gás irá arrefecer, aglomerar-se e formar novas estrelas. 

O Universo era um lugar muito diferente várias centenas de milhões de anos após o Big Bang, durante um período conhecido como a Era da Reionização. O gás entre as estrelas e as galáxias era em grande parte opaco. O gás em todo o Universo só se tornou totalmente transparente cerca de um bilhão de anos após o Big Bang. As estrelas das galáxias contribuíram para aquecer e ionizar o gás à sua volta, fazendo com que o gás acabasse por se tornar completamente transparente. 

Ao fazer corresponder os dados do Webb a modelos de formação estelar, os pesquisadores descobriram também que estas galáxias têm sobretudo populações de estrelas jovens. Há ainda muitas outras questões a resolver. Onde, especificamente, está o gás? Quanto é que está localizado perto dos centros das galáxias ou na sua periferia? O gás é puro ou já está povoado por elementos mais pesados? 

O próximo passo é construir grandes amostras estatísticas de galáxias e quantificar em pormenor a prevalência e a proeminência das suas características. As descobertas foram possíveis devido ao levantamento CEERS (Cosmic Evolution Early Release Science) do Webb, que inclui espectros de galáxias distantes do instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), e foi lançado imediatamente para apoiar descobertas como esta como parte do programa ERS (Early Release Science) do Webb.

Este trabalho foi publicado na revista Science.

Fonte: Space Telescope Science Institute

As luzes de uma galáxia espiral barrada

A imagem mostra a ampla e extensa galáxia espiral NGC 4731 obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 4731)

A galáxia NGC 4731 está entre as galáxias do aglomerado de Virgem, na constelação de Virgem, e está localizada a 43 milhões de anos-luz da Terra. 

Esta imagem altamente detalhada foi criada usando seis filtros diferentes. A abundância de cores ilustra as nuvens ondulantes de gás da galáxia, as faixas escuras de poeira, as regiões de formação estelar rosa brilhante e, mais obviamente, a longa barra brilhante com braços arrastados. 

As galáxias espirais barradas superam as espirais regulares e as galáxias elípticas juntas, totalizando cerca de 60% de todas as galáxias. A estrutura da barra visível é o resultado do alinhamento das órbitas das estrelas e do gás na galáxia, formando uma região densa na qual as estrelas individuais entram e saem ao longo do tempo. Este é o mesmo processo que mantém os braços espirais de uma galáxia, mas é um pouco mais misterioso para as barras: as galáxias espirais parecem formar barras nos seus centros à medida que amadurecem, o que explica o grande número de barras que vemos hoje, mas também podem perdê-las à medida que a massa acumulada ao longo da barra se torna instável.

Os padrões orbitais e as interações gravitacionais dentro de uma galáxia que sustentam a barra também transportam matéria e energia para ela, alimentando a formação de estrelas. Na verdade, o programa de observação que estuda NGC 4731 procura investigar este fluxo de matéria nas galáxias. Além da barra, os braços espirais da NGC 4731 estendem-se muito além dos limites desta visão aproximada do Hubble. Pensa-se que os braços alongados da galáxia resultam de interações gravitacionais com outras galáxias próximas no aglomerado de Virgem.

Fonte: ESA

Medindo a rotação de um buraco negro supermassivo

Os astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da NASA e de outras instituições têm uma nova forma de medir a velocidade de rotação de um buraco negro, utilizando as consequências do seu abastecimento estelar.

© MIT (animação da rotação de buraco negro supermassivo)

O método usa um evento de perturbação de marés de um buraco negro, um momento de brilho intenso em que um buraco negro exerce marés sobre uma estrela próxima e a desfaz em pedaços. À medida que a estrela é perturbada pelas imensas forças de maré do buraco negro, metade da estrela é destruída, enquanto a outra metade é lançada em torno do buraco negro, gerando um disco de acreção intensamente quente de material estelar em rotação.

A equipa demonstrou que a oscilação do recém-criado disco de acreção é fundamental para determinar a rotação inerente ao buraco negro central. Num estudo, os astrônomos mediram a rotação de um buraco negro supermassivo próximo, seguindo o padrão de flashes de raios X que o buraco negro produziu imediatamente a seguir a um evento de perturbação de marés. Os flashes foram seguidos durante vários meses e determinou que eram provavelmente um sinal de um disco de acreção brilhante e quente que oscilava para trás e para a frente à medida que era empurrado e puxado pela rotação do próprio buraco negro. 

Ao rastrear a forma como a oscilação do disco se alterava ao longo do tempo, os cientistas puderam calcular o quanto o disco estava sendo afetado pela rotação do buraco negro e, por sua vez, a que velocidade o próprio buraco negro estava girando. A análise mostrou que o buraco negro girava a menos de 25% da velocidade da luz, relativamente lento, no que diz respeito aos buracos negros. 

Cada buraco negro tem uma rotação inerente que foi moldada pelos seus encontros cósmicos ao longo do tempo. Se, por exemplo, um buraco negro cresceu principalmente por acreção, breves instâncias em que algum material cai no disco, isso faz com que o buraco negro gire a velocidades bastante elevadas. Em contraste, se um buraco negro cresce principalmente por fusão com outros buracos negros, cada fusão pode tornar o processo mais lento, uma vez que a rotação de um buraco negro interfere na rotação do outro. Quando um buraco negro gira, arrasta consigo o espaço-tempo que o rodeia. 

Este efeito de arrasto é um exemplo da precessão de Lense-Thirring, uma teoria de longa data que descreve as formas como campos gravitacionais extremamente fortes, como os gerados por um buraco negro, podem puxar o espaço e o tempo circundantes. O efeito de arrasto de referenciais foi primeiramente derivado da teoria da relatividade geral em 1918 pelos físicos austríacos Joseph Lense e Hans Thirring. 

Normalmente, este efeito não seria óbvio à volta dos buracos negros, uma vez que os objetos massivos não emitem luz. Mas, nos últimos anos, os físicos propuseram que, em casos como o de um evento de perturbação de marés, ou TDE (sigla inglesa para "tidal disruption event"), os cientistas poderiam ter a hipótese de seguir a luz dos detritos estelares à medida que estes são arrastados, é possível obter a rotação do buraco negro. Em particular, durante um TDE, os cientistas preveem que uma estrela pode cair num buraco negro a partir de qualquer direção, gerando um disco de material branco e quente que pode estar inclinado, ou desalinhado, em relação à rotação do buraco negro. Quando o disco encontra a rotação do buraco negro, ele oscila à medida que o buraco negro o puxa para o alinhamento. Eventualmente, a oscilação diminui à medida que o disco se acomoda na rotação do buraco negro. Os cientistas previram que a oscilação do disco de um TDE deveria, portanto, ser uma assinatura mensurável da rotação do buraco negro.

Em fevereiro de 2020, os astrônomos detectaram AT2020ocn, um flash brilhante, emanando de uma galáxia a cerca de um bilhão de anos-luz de distância, que foi inicialmente detectado na banda óptica pelo ZTF (Zwicky Transient Facility). Nos dados ópticos, o clarão parecia ser o primeiro momento após um TDE. Sendo ambos brilhantes e relativamente próximos, suspeitou-se que o TDE poderia ser o candidato ideal para procurar sinais da oscilação do disco e possivelmente medir a rotação do buraco negro no centro da galáxia hospedeira.

A equipe descobriu que o telescópio NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) da NASA foi capaz de captar o TDE e de o observar continuamente durante meses. O NICER é um telescópio de raios X instalado na Estação Espacial Internacional que mede a radiação em torno de buracos negros e outros objetos gravitacionais extremos. Com a entrada em funcionamento de novos telescópios, como o Observatório Rubin, nos próximos anos, é previsto mais oportunidades para determinar a rotação dos buracos negros.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A natureza de uma borboleta cósmica gigante é revelada

Astrônomos descobriram o que é provavelmente o maior disco de formação de planetas já visto, que aparece como uma borboleta cósmica gigante no céu noturno.

© SAO / Pan-STARRS (IRAS 23077)

Esta descoberta oferece uma nova visão sobre os ambientes onde os planetas se formam. Oficialmente conhecida como IRAS 23077+6707 (IRAS 23077, para abreviar), esta borboleta cósmica gigante está a cerca de 1.000 anos-luz da Terra e foi inicialmente descoberta em 2016 por Ciprian T. Berghea do Observatório Naval dos EUA usando o Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS). No entanto, durante anos permaneceu descaracterizada. 

Dois novos artigos revelaram agora a verdadeira natureza de IRAS 23077. Um artigo, liderado por Berghea e aceito para publicação no The Astrophysical Journal Letters, relata a descoberta de que IRAS 23077 é uma estrela jovem localizada no meio do que parecia ser um planeta se formando num enorme disco. No segundo artigo, publicado neste mês no The Astrophysical Journal Letters, os pesquisadores confirmam a descoberta de um grande disco de formação planetária, utilizando o Submillimeter Array (SMA). 

O SMA é um conjunto de telescópios no Havaí operados em conjunto pelo Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) no Centro para Astrofísica do Harvard & Smithsonian (CfA) e o Instituto Academia Sinica de Astronomia e Astrofísica (ASIAA) em Taiwan. Ele detecta luz em comprimentos de onda milimétricos, um tipo de onda de rádio.

O maior disco de formação planetária alguma vez descoberto é extremamente rico em poeira e gás, que são os blocos de construção dos planetas. Os discos formadores de planetas, denominados discos protoplanetários são berçários planetários nos quais planetas rochosos como a Terra e Marte, e planetas gigantes como Júpiter e Saturno se formam em torno de estrelas jovens. São ricos em poeira e gás e possuem uma assinatura específica que possibilita usar para inferir os seus tamanhos e as massas das suas estrelas centrais. Alguns discos de formação de planetas são "de lado", o que significa que são orientados de tal forma que seus próprios discos ricos em poeira e gás obscurecem completamente a luz emitida por sua estrela progenitora, como é o caso de IRAS 23077. 

Embora suas estrelas possam estar envoltas, as assinaturas de poeira e gás dos discos circundantes ainda podem ser brilhantes em comprimentos de onda milimétricos, conforme obtido pelo SMA. Os dados do SMA fornecem a prova definitiva de que se trata de um disco e, juntamente com a estimativa da distância do sistema, de que está girando em torno de uma estrela provavelmente duas a quatro vezes mais massiva que o nosso próprio Sol. 

A partir dos dados do SMA também foi possível pesar a poeira e o gás neste berçário planetário, que tem material suficiente para formar muitos planetas gigantes e a distâncias 300 vezes superiores à distância entre o Sol e Júpiter!

Um estudo mais aprofundado do IRAS 23077 é necessário para investigar as possíveis rotas para a formação de planetas nestes ambientes extremamente jovens, e como estas podem ser comparadas com as populações de exoplanetas observadas em torno de estrelas distantes, mais massivas que o nosso Sol. 

O IRAS 23077 foi inicialmente denominado "Chivito do Drácula" por Ciprian Berghea, que cresceu na região da Transilvânia, na Romênia, perto de onde Vlad Drácula morava. Em analogia ao famoso objeto “Hambúrguer de Gomez”, que é outro enorme disco de formação planetária visto de lado, ele foi batizado com o nome de um sanduíche tipo hambúrguer do Uruguai, o “chivito”.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto novo método para encontrar as primeiras estrelas

Um recente estudo realizado na Universidade de Hong Kong descobriu um novo método para detectar estrelas de primeira geração, conhecidas como estrelas da População III, que nunca foram detectadas diretamente.

© STScI (ilustração de estrela sendo despedaçada por buraco negro)

Estas potenciais descobertas acerca das estrelas da População III prometem desvendar os segredos da origem do Universo e proporcionar uma compreensão mais profunda da notável viagem desde o cosmos primordial até ao mundo que habitamos atualmente. 

Pouco depois do Big Bang ter dado início ao Universo, começaram a formar-se as primeiras estrelas, compostas principalmente por hidrogênio e hélio. As propriedades destas estrelas de primeira geração, População III, são muito diferentes das estrelas como o nosso Sol ou mesmo das que se estão se formando atualmente. Eram tremendamente quentes, gigantescas em tamanho e massa, mas de vida muito curta. As estrelas da População III são as primeiras "fábricas" a sintetizar a maior parte dos elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio que nos rodeiam atualmente. São também muito importantes para a formação das gerações posteriores de estrelas e galáxias. 

No entanto, até agora não houve detecções diretas e convincentes de estrelas da População III, uma vez que estas estrelas formadas no início do Universo estão muito longe e são demasiado tênues para qualquer um dos telescópios no solo ou no espaço.

Pela primeira vez, os cientistas da Universidade de Hong Kong descobriram um novo método para detectar estas primeiras estrelas no Universo primitivo. Um estudo recente, liderado pelo grupo de pesquisa da Professora Jane Lixin Dai, propôs que uma estrela da População III pode ser desfeita em pedaços pelas forças de maré caso entre na vizinhança de um buraco negro massivo. 

Num tal evento de perturbação de marés (com a sigla inglesa "TDE", "Tidal Disruption Event") o buraco negro é abastecido com os detritos estelares e produz clarões muito luminosos. Os pesquisadores estudaram o complexo processo físico envolvido e demonstraram que estes surtos podem brilhar através de bilhões de anos-luz para chegar até nós hoje. Mais importante ainda, descobriram que as assinaturas únicas destas erupções de TDEs podem ser usadas para identificar a existência de estrelas da População III e obter informações sobre as suas propriedades. 

Como os fótons energéticos viajam uma distância muito grande, a escala de tempo da erupção será esticada devido à expansão do Universo. Estes surtos de TDEs aumentam e decaem durante um período de tempo muito longo, o que os distingue dos TDEs de estrelas do tipo solar no Universo próximo. Curiosamente, não só as escalas de tempo das explosões são alongadas, como também o seu comprimento de onda. A luz visível e ultravioleta emitida pela TDE será transferida para emissões infravermelhas quando atingir a Terra. 

As duas missões emblemáticas da NASA, o telescópio espacial James Webb e o futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman, possuem a capacidade de observar estas emissões infravermelhas a grandes distâncias, servindo como uma descoberta indireta das estrelas da População III e desvendando os mistérios do início do Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Detectada a fusão de buracos negros mais distante até agora

Astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para encontrar evidências de uma fusão de duas galáxias e dos seus enormes buracos negros quando o Universo tinha apenas 740 milhões de anos.

© Webb (sistema de galáxias ZS7)

A imagem mostra em detalhe o sistema de galáxias em fusão ZS7, obtida pelo instrumento NIRCam do Webb, com emissão de hidrogênio ionizado (Hβ) que é identificada pela região laranja e a emissão de oxigênio duplamente ionizado (OIII) é visível em vermelho escuro (ampliação da direita).

Esta é a detecção mais distante de uma fusão de buracos negros alguma vez obtida e a primeira vez que este fenômeno foi detectado tão cedo no Universo. Os astrônomos já encontraram buracos negros supermassivos com massas milhões a bilhões de vezes a do Sol na maioria das galáxias massivas do Universo local, incluindo a Via Láctea. 

É provável que estes buracos negros tenham tido um grande impacto na evolução das galáxias em que residem. No entanto, os cientistas ainda não compreendem totalmente como é que estes objetos se tornaram tão massivos. A descoberta de buracos negros gigantescos nos primeiros bilhões de anos após o Big Bang indica que este crescimento deve ter acontecido muito rapidamente e muito cedo. 

O sistema em fusão é conhecido como ZS7. Os buracos negros massivos que estão ativamente acretando matéria têm características espectrográficas distintas que permitem identificá-los. Para galáxias muito distantes, como as deste estudo, estas assinaturas são inacessíveis a partir do solo e só podem ser vistas com o Webb.

Foram encontradas evidências de gás muito denso com movimentos rápidos na vizinhança do buraco negro, bem como gás quente e altamente ionizado iluminado pela radiação energética tipicamente produzida pelos buracos negros nos seus episódios de acreção.

A equipe descobriu que um dos dois buracos negros tem uma massa 50 milhões de vezes superior à massa do Sol. A massa do outro buraco negro é provavelmente semelhante, embora seja muito mais difícil de medir porque este segundo buraco negro está enterrado em gás denso. As descobertas sugerem que a fusão é uma via importante através da qual os buracos negros podem crescer rapidamente, mesmo na alvorada cósmica. Quando os dois buracos negros se fundirem, irão também gerar ondas gravitacionais. Eventos como este serão detectáveis com a próxima geração de observatórios de ondas gravitacionais, como a missão LISA (Laser Interferometer Space Antenna), que foi recentemente aprovada pela ESA e será o primeiro observatório espacial dedicado ao estudo das ondas gravitacionais.

Esta descoberta foi feita a partir de observações efetuadas no âmbito do programa Galaxy Assembly with NIRSpec Integral Field Spectroscopy. A equipe recebeu recentemente tempo de observação no Ciclo 3 do Webb, para estudar em pormenor a relação entre os buracos negros massivos e as suas galáxias hospedeiras nos primeiros bilhões de anos. Uma componente importante deste programa será a procura sistemática e a caracterização das fusões de buracos negros. Este esforço determinará o ritmo a que ocorrem as fusões de buracos negros, avaliará o papel das fusões no crescimento inicial dos buracos negros e a taxa a que são produzidas as ondas gravitacionais desde o início dos tempos.

Estes resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Planeta gigante com densidade semelhante à do algodão doce

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Laboratório EXOTIC da Universidade de Liège, em colaboração com o MIT (Massachusetts Institute of Technology) e com o Instituto de Astrofísica da Andaluzia, acaba de descobrir WASP-193 b, um planeta gigante de densidade extraordinariamente baixa que orbita uma estrela distante semelhante ao Sol.

© K.Ivanov (ilustração do exoplaneta WASP-193 b)

Este novo planeta, situado a 1.200 anos-luz da Terra, é 50% maior do que Júpiter mas sete vezes menos massivo, o que lhe confere uma densidade extremamente baixa, comparável à do algodão doce. 

O WASP-193 b é o segundo exoplaneta menos denso descoberto até à data, depois de Kepler-51d, que é muito menor. A sua densidade extremamente baixa torna-o uma verdadeira anomalia entre os mais de cinco mil exoplanetas descobertos até agora. Esta densidade extremamente baixa não pode ser reproduzida por modelos padrão de gigantes gasosos irradiados, mesmo sob a hipótese irrealista de uma estrutura sem núcleo. 

O novo planeta foi inicialmente detectado pelo WASP (Wide Angle Search for Planets), uma colaboração internacional de instituições acadêmicas que, em conjunto, operaram dois observatórios robóticos, um no hemisfério norte e o outro no sul. Cada observatório utilizou um conjunto de câmaras de grande angular para medir o brilho de milhares de estrelas individuais em todo o céu. Em dados recolhidos entre 2006 e 2008, e novamente entre 2011 e 2012, o observatório WASP-South detectou trânsitos periódicos, ou quedas de luz, da estrela WASP-193. 

Os astrônomos determinaram que as quedas periódicas de brilho estelar eram consistentes com a passagem de um planeta em frente da estrela a cada 6,25 dias. Os cientistas mediram a quantidade de luz que o planeta bloqueava em cada trânsito, o que lhes deu uma estimativa do tamanho do planeta. Foram também utilizados os observatórios TRAPPIST-South e SPECULOOS-South localizados no deserto do Atacama, no Chile, para medir o sinal planetário em diferentes comprimentos de onda e validar a natureza planetária do objeto eclipsante. Finalmente, foram efetuadas observações espectroscópicas recolhidas pelos espectrógrafos HARPS e CORALIE, também localizados no Chile (ESO), para medir a massa do planeta. 

As medições acumuladas revelaram uma densidade planetária extremamente baixa. A sua massa e o seu tamanho correspondia a cerca de 0,14 e 1,5 vezes a massa e o tamanho de Júpiter, respectivamente. A densidade resultante foi de cerca de 0,059 gramas por centímetro cúbico. A densidade de Júpiter, em contraste, é de cerca de 1,33 gramas por centímetro cúbico; e a da Terra é de 5,51 gramas por centímetro cúbico. Um dos materiais mais próximos em densidade do novo planeta inchado é o algodão doce, que tem uma densidade de cerca de 0,05 gramas por centímetro cúbico.

Os pesquisadores suspeitam que o novo planeta é feito principalmente de hidrogênio e hélio, como a maioria dos outros gigantes gasosos da Galáxia. No caso de WASP-193 b, estes gases devem formar uma atmosfera extremamente inchada que se estende dezenas de milhares de quilômetros mais longe do que a própria atmosfera de Júpiter. 

Exatamente como é que um planeta pode inflar tanto é uma questão que nenhuma teoria existente sobre a formação de planetas consegue ainda responder. É certamente necessário um depósito significativo de energia no interior do planeta, mas os pormenores do mecanismo ainda não são compreendidos. Olhar mais atentamente para a sua atmosfera vai permitir restringir o caminho evolutivo deste planeta. O WASP-193 b é um mistério cósmico.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Detectado um exoplaneta do tamanho da Terra

O projeto SPECULOOS, liderado pelo astrônomo Michaël Gillon da Universidade de Liège, descobriu um novo exoplaneta da dimensão da Terra em torno de SPECULOOS-3, uma estrela anã ultrafria situada a 55 anos-luz da Terra.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta em órbita da sua estrela)

Depois do famoso TRAPPIST-1, SPECULOOS 3 é o segundo sistema planetário descoberto em torno deste tipo de estrela. As estrelas anãs ultrafrias são as estrelas menos massivas do nosso Universo, com um tamanho semelhante ao de Júpiter. Em comparação com o nosso Sol, são duas vezes menos quentes, dez vezes menos massivas e cem vezes menos luminosas. O seu tempo de vida é mais de cem vezes superior ao do Sol, e serão as últimas estrelas a brilhar quando o Universo se tornar frio e escuro. 

Embora sejam muito mais comuns no cosmos do que as estrelas parecidas com o Sol, as estrelas anãs ultrafrias ainda são pouco conhecidas devido à sua baixa luminosidade. Em particular, sabe-se muito pouco sobre os seus planetas, apesar de representarem uma fração significativa da população planetária da Via Láctea. 

O exoplaneta SPECULOOS-3 b realiza uma órbita ao redor da estrela em 17 horas. Os dias e as noites, por outro lado, nunca têm fim. Pensamos que o planeta gira de forma síncrona, de modo a que o mesmo lado, chamado lado diurno, esteja sempre virado para a estrela, tal como a Lua faz para a Terra. Já o lado noturno ficará para sempre na escuridão. 

O projeto SPECULOOS (Search for Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars) foi especialmente concebido para procurar exoplanetas em torno das estrelas anãs ultrafrias mais próximas. Estas estrelas estão espalhadas pelo céu, pelo que é necessário observá-las uma a uma, durante um período de semanas, para se ter uma boa hipótese de detectar planetas em trânsito. Isto requer uma rede dedicada de telescópios robóticos profissionais. 

A estrela SPECULOOS-3 possui uma temperatura média de cerca de 2.600°C. Devido à sua órbita extremamente curta, o planeta recebe quase dezesseis vezes mais energia por segundo do que a Terra recebe do Sol e é, por isso, literalmente bombardeado com radiação altamente energética. A presença de uma atmosfera em torno do planeta é altamente improvável.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias