Aspectos intrigantes dos núcleos galácticos ativos

Pesquisadores da UCSC (Universidade da Califórnia em Santa Cruz) pensam que nuvens de poeira, em vez de buracos negros gêmeos, podem explicar as características encontradas em NGAs (Núcleos Galácticos Ativos).

© Peter Z. Harrington (ilustração do aspeto de um núcleo galáctico ativo)

Muitas galáxias grandes têm um NGA, uma pequena região central brilhante alimentada por matéria que espirala na direção de um buraco negro supermassivo. Quando estes buracos negros engolem vigorosamente a matéria, são cercados por gás quente e veloz que é denominada "região de linha ampla" (porque as linhas espectrais desta região são ampliadas pelo movimento rápido do gás).

A emissão deste gás é uma das melhores fontes de informação sobre a massa do buraco negro central e sobre o seu crescimento. A natureza deste gás é, no entanto, mal compreendida; em particular, há menos emissão do que o esperado para o gás que se move a certas velocidades. A quebra de modelos simples levou alguns astrofísicos a pensar que muitos NGAs podem ter não apenas um, mas dois buracos negros.

A nova análise é liderada por Martin Gaskell, pesquisador associado em astronomia e astrofísica da University of California Santa Cruz (UCSC). Em vez de invocar dois buracos negros, explica grande parte da aparente complexidade e variabilidade das emissões da região de linha ampla como o resultado de pequenas nuvens de poeira que podem obscurecer parcialmente as regiões mais internas dos NGAs.

O gás que espirala em direção ao buraco negro central de uma galáxia forma um disco de acreção achatado e o gás superaquecido neste disco emite radiação térmica intensa. Alguma desta luz é absorvida e reemitida por hidrogênio e outros gases que circulam acima do disco de acreção na região de linha ampla. Para cima e além, encontra-se uma região de poeira. Assim que a poeira atravessa um certo limite, é submetida à forte radiação do disco de acreção.

Os autores pensam que esta radiação é tão intensa que afasta a poeira do disco, resultando num fluxo irregular de nuvens de poeira que começam na orla externa da região de linha ampla.

As nuvens de poeira tornam a luz emitida mais tênue e avermelhada, assim como a atmosfera da Terra faz com que o Sol pareça mais fraco e avermelhado ao pôr-do-Sol. Os pesquisadores desenvolveram um software para modelar os efeitos destas nuvens de poeira nas observações da região de linha ampla.

Eles também mostram que, ao incluírem nuvens de poeira no seu modelo, este pode replicar muitas características da emissão da região de linha ampla que há muito tempo intrigam os astrofísicos. Em vez de o gás ter uma distribuição assimétrica e variável, difícil de explicar, encontra-se simplesmente num disco uniforme, simétrico e turbulento em torno do buraco negro. As aparentes assimetrias e mudanças são devidas a nuvens de poeira que passam em frente da região de linha ampla e que fazem com que as regiões atrás pareçam mais fracas e vermelhas.

Os resultados foram publicados na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Buraco negro disparando jato destrói estrela

Quando as estrelas se aproximam demais de um buraco negro supermassivo, elas entram em um território perigoso.

© NRAO/Sophia Dagnello (estrela sendo despedaçada pela gravidade de buraco negro)

A proximidade máxima depende do buraco negro, mas para um que tem 10 milhões de vezes a massa do Sol, qualquer estrela se aventurando mais perto do que 1 UA (Unidade Astronômica) será dilacerada pelo buraco negro. Rasgando em pedaços, metade da estrela vai zunindo, enquanto a outra metade forma um disco de gás quente ao redor de seu destruidor. Este gás aquece e brilha, aparecendo nos nossos telescópios como um clarão de longa duração.

Os astrônomos detectaram algumas dúzias destes eventos de ruptura de marés, geralmente em comprimentos de onda ópticos, ultravioleta ou de raios X. Às vezes, talvez 10% do tempo, as rupturas de marés vêm com jatos, feixes de plasma alimentados pelos recém-formados discos de gás. A luz dos mais bem estudados eventos de marés disparou a cerca de 4 bilhões de anos para chegar até nós, longe demais para os astrônomos verem o jato.

Em 14 de junho, Seppo Mattila (da Universidade de Turku, na Finlândia) e seus colegas disseram que agora fizeram exatamente isso, vendo com sucesso um jato de estrelas trituradas nascer e crescer por mais de uma década.

A equipe notou o evento enquanto procurava por supernovas. Os pesquisadores estavam estudando o par galáctico Arp 299 (NGC 3690 e IC 694), duas gloriosas galáxias espirais colidindo a cerca de 140 milhões de anos-luz de distância. A fusão em curso está levando o gás para as regiões centrais das galáxias, construindo um disco de acreção brilhante ao redor do buraco negro na galáxia ocidental e desencadeando a criação de inúmeras estrelas, muitas das quais são enormes o suficiente para serem supernovas.

Mattila e seus colegas descobriram uma erupção infravermelha em janeiro de 2005 no núcleo da galáxia ocidental, perto do buraco negro ativo. Em julho, uma fonte de rádio compacta se juntou a ele. Enquanto a equipe observava a próxima década com vários instrumentos baseados no solo e no espaço, esta fonte de rádio cresceu e se esticou em uma sequência irregular. Inicialmente, o material no jato movia-se quase à velocidade da luz e depois diminuía rapidamente para meros 22% da velocidade da luz, enquanto corria para o gás e a poeira ao redor.

Por si só, a existência do jato não significa que o surto seja um evento de ruptura de maré. Os buracos negros ativos são notoriamente variáveis, resplandecendo inesperadamente. Mas este evento, chamado Arp 299-B AT1, tem um grande ponto a seu favor: o ângulo do jato. Um grande toróide de gás empoeirado, visto de lado, envolve o buraco negro. Qualquer jato abastecido por ele seria orientado de cima para baixo a partir de nossa perspectiva, como um polo preso através de um tubo interno.

Mas o jato Arp 299-B AT1 aponta para nós, inclinado apenas cerca de 25° a 35° da nossa linha de visão. Uma estrela pode disparar em direção ao buraco negro em qualquer ângulo, e o disco de gás criado por sua destruição pode contornar o buraco negro e lançar um jato desalinhado com o disco original que alimenta o buraco negro.

O Arp 299-B AT1 é extraordinariamente normal nos comprimentos de onda ópticos e em raios X. Parece haver um monte de gás e poeira entre o evento de ruptura de maré e nós, bloqueando e absorvendo esta radiação e, eventualmente, reemitindo-a no infravermelho. Os núcleos de muitas galáxias estão repletos de poeira, e a capacidade de detectar um destes eventos atrás de tanta poeira pode abrir caminho para encontrá-los em galáxias.

Com base no brilho intrínseco do evento e na quantidade de energia que aquece a poeira ao redor, os pesquisadores estimam que foi a morte de uma estrela entre 2 e 7 massas solares e desencadeou mil vezes mais radiação do que um colapso padrão de uma supernova.

Um artigo sobre o assunto foi publicado na revista Science.

Fonte: Sky & Telescope

Descoberto sistema com três planetas do tamanho da Terra

O Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e a Universidade de Oviedo divulgaram a descoberta de dois novos sistemas planetários. Um deles hospeda três planetas com o mesmo tamanho que a Terra.

© IAC/Gabriel Pérez Díaz (ilustração de um sistema planetário com três exoplanetas rochosos)

As informações sobre estes novos exoplanetas foram obtidas a partir dos dados recolhidos pela missão K2 do satélite Kepler da NASA, que teve início em novembro de 2013. O trabalho revela a existência de dois novos sistemas planetários detectados a partir dos eclipses que produzem na luz estelar das suas respetivas estrelas. A equipe de pesquisa liderada por Javier de Cos da Universidade de Oviedo e Rafael Rebolo do IAC, participam, juntamente com pesquisadores destes dois centros, outros da Universidade de Genebra e do Gran Telescopio Canarias (GTC).

O primeiro sistema exoplanetário está localizado ao redor da estrela K2-239, uma anã vermelha do tipo M3V a partir de observações feitas com o GTC, no Observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma). Está situada na direção da constelação do Sextante a 50 parsecs (cerca de 160 anos-luz) do Sol. Tem um sistema compacto de pelo menos três planetas rochosos de tamanho semelhante à Terra (1,1; 1,0 e 1,1 raios terrestres) que orbitam a estrela a cada 5,2; 7,8 e 10,1 dias, respectivamente.

A outra estrela anã vermelha chamada K2-240 tem duas super-Terras com aproximadamente o dobro do tamanho do nosso planeta. A temperatura atmosférica das anãs vermelhas, em torno das quais estes planetas orbitam, é de 3.450 e 3.800 K, respectivamente, quase metade da temperatura do Sol. Estima-se que todos os planetas descobertos têm temperaturas superficiais dezenas de graus acima da temperatura da Terra devido à forte radiação que recebem nestas órbitas próximas em torno das suas estrelas.

As futuras campanhas de observação com o James Webb Space Telescope (JWST) vão caracterizar a composição das atmosferas dos planetas descobertos. As observações espectroscópicas com o instrumento ESPRESSO, instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, ou com espectrógrafos futuros no GTC ou em novas instalações astronômicas com o Extremely Large Telescope (ELT) ou o Thirty Meter Telescope (TMT), serão cruciais para determinar as massas, densidades e propriedades físicas destes planetas.

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

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Descoberto trio de planetas em torno de estrela recém-nascida

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), duas equipes independentes de astrônomos descobriram provas convincentes de que três planetas jovens orbitam a estrela recém-nascida HD 163296.

© ESO/ALMA (distúrbios no disco de gás situado em torno da estrela HD 163296)

Utilizando uma técnica inovadora, os astrônomos identificaram três distúrbios no disco de gás situado em torno da jovem estrela: a mais forte evidência de que planetas recentemente formados se encontram em órbita desta estrela. Estes são considerados os primeiros planetas descobertos pelo ALMA.

O ALMA mudou completamente a nossa maneira de ver os discos protoplanetários, as fábricas de planetas repletas de gás e poeira que rodeiam as estrelas jovens. Os anéis e espaços vazios nestes discos fornecem-nos evidências circunstanciais intrigantes da presença de protoplanetas. No entanto, existem outros fenômenos que podem também ser responsáveis por estas estruturas.

Agora, através de uma técnica inovadora de procura de planetas que identifica padrões incomuns no fluxo de gás do disco de formação planetária situado em torno de uma estrela jovem, duas equipes de astrônomos confirmaram a existência de marcas distintas que apontam para planetas recém-formados em órbita desta estrela. O movimento do gás em torno de uma estrela sem planetas apresenta um padrão muito simples e previsível (rotação de Kepler), que é praticamente impossível de alterar tanto coerentemente como localmente, por isso apenas a presença de um objeto relativamente massivo pode dar origem a tais distúrbios.

“Ao medirmos o fluxo de gás em um disco protoplanetário, temos mais certeza de que existem planetas ao redor desta estrela jovem,” disse Christophe Pinte da Universidade Monash, na Austrália. “Esta técnica oferece-nos uma nova direção para compreendermos melhor a formação de sistemas planetários.”

Para chegar a estes resultados, cada equipe analisou observações do ALMA da HD 163296, uma estrela situada a cerca de 330 anos-luz de distância da Terra na constelação do Sagitário. Esta estrela tem cerca de duas vezes a massa do Sol mas tem apenas 4 milhões de anos de idade, ou seja, é cerca de mil vezes mais jovem que o nosso Sol.

Em vez de se focarem na poeira situada no disco, a qual tinha já sido claramente observada pelo ALMA em observações anteriores, os astrônomos estudaram o gás de monóxido de carbono (CO) espalhado por todo o disco. As moléculas de CO emitem radiação bem distinta nos comprimentos de onda do milímetro, a qual pode ser observada pelo ALMA com grande detalhe. Variações sutis do comprimento de onda desta radiação, devido ao efeito Doppler, revelam movimentos do gás no disco.

Foram identificados planetas localizados aproximadamente a 12, 21 e 39 bilhões de km de distância da estrela, correspondendo a 80, 140 e 260 vezes a distância entre a Terra e o Sol.

Os pesquisadores utilizaram variações da mesma técnica, a qual procura anomalias no fluxo do gás, evidenciadas pelos desvios nos comprimentos de onda da emissão de CO e que indicam que o gás está interagindo com um objeto massivo. Esta técnica é semelhante à que levou à descoberta do planeta Netuno no século XIX. Neste caso particular, as anomalias no movimento do planeta Urano foram explicadas devido ao efeito gravitacional de um corpo desconhecido, que foi subsequentemente descoberto de forma visual em 1846 e tomou o lugar de oitavo planeta do Sistema Solar.

A técnica que derivou variações médias no fluxo de gás tão pequenas como alguns porcento, revelou o impacto de vários planetas nos movimentos do gás situado mais próximo da estrela. Uma outra técnica que mede de forma mais direta o fluxo de gás, é mais adequada para estudar a parte mais externa do disco e permitiu aos pesquisadores localizar com mais precisão o terceiro planeta, no entanto restringe-se a maiores desvios no fluxo, isto é, maiores que cerca de 10%.

Em ambos os casos, os pesquisadores identificaram áreas onde o fluxo de gás não corresponde ao seu meio envolvente, um pouco como as correntes de um rio em torno de rochas na água. Ao analizar cuidadosamente este movimento, os cientistas puderam ver claramente a influência de corpos planetários com massa semelhante à de Júpiter.

Esta nova técnica permite aos astrônomos estimar de modo mais preciso massas protoplanetárias e tem menos probabilidade de produzir falsos positivos.

Ambas as equipes continuam refinando este método e irão aplicá-lo a outros discos, esperando-se assim compreender melhor como é que se formam as atmosferas e que elementos e moléculas estão presentes num planeta na época de seu nascimento.

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos que serão publicados na mesma edição da revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Os aglomerados globulares podem ser 4 bilhões de anos mais jovens

Segundo uma nova pesquisa liderada pela Universidade de Warwick, os aglomerados globulares podem ser até 4 bilhões de anos mais jovens do que se pensava.

© Mark A. Garlick (evolução de um sistema binário no interior de um aglomerado globular)

Compostos por centenas de milhares de estrelas densamente agrupadas numa esfera compacta, os aglomerados globulares eram considerados quase tão antigos quanto o próprio Universo; mas, graças a modelos de pesquisa recentemente desenvolvidos, foi demonstrado que podem ter 9 bilhões de anos em vez de 13 bilhões.

A descoberta põe em questão as teorias atuais sobre como as galáxias, incluindo a Via Láctea, foram formadas, pois os aglomerados globulares eram considerados quase tão antigos quanto o próprio Universo. Pensa-se que existam, só na nossa Galáxia, entre 150 e 180 aglomerados globulares.

Projetados para reconsiderar a evolução das estelas, os novos modelos BPASS (Binary Population and Spectral Synthesis) levam em conta os detalhes da evolução de estrelas binárias dentro do aglomerado globular e são usados para explorar as cores da luz das antigas populações de estrelas duplas, bem como os traços de elementos químicos vistos nos seus espectros.

O processo evolucionário vê duas estrelas interagindo num sistema binário, onde uma se expande para gigante enquanto a força gravitacional da estrela menor remove a sua atmosfera, composta por hidrogênio e hélio, entre outros elementos. Pensa-se que estas estrelas se formaram ao mesmo tempo que o próprio aglomerado.

Usando os modelos BPASS e calculando a idade dos sistemas estelares binários, os cientistas foram capazes de demonstrar que o aglomerado globular do qual fazem parte não era tão antigo quanto outros modelos sugeriram.

Os modelos BPASS, desenvolvidos em colaboração com o Dr. JJ Eldridge da Universidade de Auckland, já se haviam mostrado eficazes na exploração das propriedades de populações estelares jovens em ambientes que vão desde a nossa Via Láctea até ao limite do Universo.

"A determinação das idades das estrelas esteve sempre dependente da comparação das observações com os modelos que encapsulam a nossa compreensão de como as estrelas se formam e evoluem. Essa compreensão tem mudado ao longo do tempo e estamos cada vez mais conscientes dos efeitos da multiplicidade estelar, as interações entre as estrelas e as suas companheiras binárias e terciárias," disse a Dra. Elizabeth Stanway, do Grupo de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Warwick.

"A ser verdade, muda a nossa imagem dos estágios iniciais da evolução das galáxias e o local onde as estrelas que acabaram nas galáxias massivas de hoje, como a Via Láctea, podem ter-se formado. O nosso objetivo é continuar esta investigação, explorando tanto as melhorias na modelagem como as previsões observáveis que delas podem surgir," complementa Eldridge.

Um artigo científico foi aceito para publicação pela revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Warwick

A dinâmica de objetos isolados no Sistema Solar

De acordo com um novo estudo, interações parecidas com as dos carrinhos de choque, nas orlas do nosso Sistema Solar, e não um misterioso Planeta Nove, podem explicar a dinâmica de corpos estranhos chamados "objetos isolados".

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de Sedna)

A professora assistente Ann-Marie Madigan da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, e sua equipe de pesquisadores, desenvolveram uma nova teoria para a existência de objetos esquisitos como Sedna, um planeta menor gelado que orbita o Sol a uma distância de quase 12,8 bilhões de quilômetros. Os cientistas têm tentado explicar por que Sedna e um punhado de outros corpos àquela distância pareciam separados do resto do Sistema Solar.

Uma teoria sugere um novo planeta, ainda invisível, à espreita localizado além de Netuno, que pode ter empurrado as órbitas destes objetos isolados.

Os pesquisadores calcularam que as órbitas de Sedna e de outros objetos semelhantes podem resultar da atração gravitacional entre estes corpos e detritos espaciais no Sistema Solar exterior.

O projeto debruça-se sobre o Sistema Solar exterior, um local ocupado por planetas menores, como Plutão, luas geladas e outros detritos espaciais.

Sedna demora mais de 11.000 anos para completar uma órbita em torno do Sol e é um pouco menor que Plutão. Ao contrário do nono planeta original, Sedna e outros objetos isolados completam órbitas enormes e excêntricas que os mantêm bem longe dos gigantes planetários como Júpiter ou Netuno. Como lá chegaram permanece um mistério.

Entra aqui o hipotético Planeta Nove. Os astrônomos têm vindo a procurar um planeta como este, que teria cerca de 10 vezes o tamanho da Terra, há já aproximadamente dois anos, mas ainda não o localizaram com telescópios.

A equipe de Madigan originalmente não pretendia procurar outra explicação para estas órbitas. Ao invés, Jacob Fleisig, estudante de astrofísica da mesma universidade norte-americana, estava desenvolvendo simulações de computador para explorar a dinâmica dos objetos isolados.

Fleisig havia calculado que as órbitas de objetos gelados localizados além de Neptuno orbitam o Sol como os ponteiros de um relógio. Algumas destas órbitas, como as de asteroides, movem-se como o ponteiro dos minutos, ou relativamente depressa e em conjunto. Outras, como as órbitas de objetos maiores como Sedna, movem-se mais devagar. Correspondem ao nosso ponteiro da hora. Eventualmente, estes ponteiros encontram-se.

Um amontoado de órbitas de objetos menores são vistos num lado do Sol. Estas órbitas 'colidem' com o corpo maior, e o que acontece é que estas interações mudam a sua órbita de uma forma oval para uma forma mais circular.

Por outras palavras, a órbita de Sedna passa de normal para isolada, inteiramente por causa destas interações em pequena escala. As descobertas da equipe também estão de acordo com observações recentes. Um estudo de 2012 observou que quanto maior é um objeto isolado, mais distante a sua órbita se torna do Sol, exatamente o que os cálculos de Fleisig mostraram.

As descobertas podem fornecer novas pistas sobre outro fenômeno: a extinção dos dinossauros. À medida que os detritos espaciais interagem no Sistema Solar exterior, as órbitas destes objetos estreitam-se e alargam-se num ciclo de repetição. Este ciclo pode acabar por disparar cometas em direção ao Sistema Solar interior, inclusive na direção da Terra, numa escala previsível de tempo.

Os cientistas apresentaram os seus achados na 232.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana, que se realizou entre os dias 3 e 7 de junho em Denver, no estado norte-americano do Colorado.

Fonte: University of Colorado Boulder

O choque da galáxia NGC 3256

Marcada por uma região central excepcionalmente brilhante, faixas de poeira rodopiantes e caudas de maré distantes, a galáxia peculiar NGC 3256 é o rescaldo de uma colisão cósmica.

© Hubble (NGC 3256)

O confronto de 500 milhões de anos de idade de duas galáxias separadas abrange cerca de 100 mil anos-luz nesta visão nítida do telescópio espacial Hubble. Quando duas galáxias colidem, estrelas individuais raramente o fazem. Nuvens galácticas gigantescas de gás molecular e poeira interagem, e produzem explosões espetaculares de formação estelar.

Neste embate de galáxias, as duas galáxias espirais originais tinham massas semelhantes. Seus discos não são mais distintos e os dois núcleos galácticos estão escondidos pela poeira obscurecida. Na escala de tempo de algumas centenas de milhões de anos, os núcleos provavelmente também se fundirão quando a NGC 3256 se tornar uma única grande galáxia elíptica.

A NGC 3256 está a quase 100 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação Vela. A imagem inclui muitas galáxias de fundo ainda mais distantes e estrelas brilhando em primeiro plano.

Fonte: NASA

Encontrada galáxia inalterada desde o início do Universo

Pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) confirmam a primeira detecção de uma relíquia galáctica com o telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1277)

Há um cálculo que sugere que apenas uma em mil galáxias massivas é uma relíquia do Universo primitivo, conservando intactas as propriedades que tinha quando foi formada há milhares de milhões de anos.

Por esta razão, quando os pesquisadores do Instituto de Astrofísica de Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna (ULL), Michael Beasley e Ignacio Trujillo localizaram esta raridade, usaram o telescópio espacial Hubble para observar os aglomerados globulares em torno dela, e assim confirmar o que tinha sido sugerido pelas observações que eles tinham feito com telescópios terrestres.

Os aglomerados globulares são grupos de estrelas que orbitam ao redor de galáxias e foram formados com as galáxias no nascimento.

Existem dois tipos de populações de aglomerados globulares: os vermelhos, que nascem em galáxias massivas, que são encontrados mais perto de seus centros e têm maior conteúdo de elementos pesados ​​do que de hélio, e os azuis, que têm uma fração menor de metais e que são encontrados em torno de galáxias massivas como consequência da absorção de galáxias menores.

A análise destes aglomerados ajuda a fornecer informações sobre a história das galáxias.

Os resultados da pesquisa mostraram que a galáxia NGC 1277 possui apenas o aglomerado globular vermelho que se formou junto com ela durante o período de formação. Desde então, permaneceu inalterado. A galáxia NGC 1277 é composta por um bilhão de estrelas.

“Os sistemas de aglomerados globulares são muito sensíveis à história da formação de galáxias. Esta é a primeira vez que uma galáxia tão massiva foi observada com tão poucos aglomerados globulares azuis,” explica Michael Beasley.

É na zona central do Aglomerado Perseu, a maior concentração de galáxias perto da Via Láctea, e sua proximidade relativa, 70 Mpc (1 Megaparsec = 225 milhões de anos-luz) torna o objeto ideal para analisar as propriedades de uma galáxia que permaneceu essencialmente inalterada desde os primeiros dias do Universo.

Quando esta galáxia nasceu, deu origem a 1.000 estrelas por ano, enquanto, para comparação, a Via Láctea está formando apenas uma estrela por ano.

O motivo que esta galáxia massiva manteve sua forma e composição originais inalteradas durante todo este tempo é porque se formou como um satélite da galáxia central do aglomerado Perseu, que absorveu qualquer material que pudesse ter caído sobre a NGC 1277 e fez com que evoluísse de forma diferente. Ela orbita a galáxia central agora, a uma velocidade de 1.000 quilômetros por segundo.

Os resultados da pesquisa foram publicados na revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Os perigos intrínsecos do sistema estelar mais próximo

Na busca da humanidade por vida fora do nosso Sistema Solar, um dos melhores lugares considerados pelos cientistas é Alpha Centauri, um sistema que contém as três estrelas mais próximas além do nosso Sol.

© ESO (Alpha Centauri)

Um novo estudo que envolveu o monitoramento de Alpha Centauri por mais de uma década pelo observatório de raios X Chandra da NASA fornece notícias encorajadoras sobre um aspecto fundamental da habitabilidade planetária.

Isso indica que quaisquer planetas orbitando as duas estrelas mais brilhantes no sistema Alpha Centauri provavelmente não serão atingidos por grandes quantidades de radiação de raios X de suas estrelas hospedeiras.

Os raios X são ruins para a vida desprotegida, diretamente através de altas doses de radiação e indiretamente através da remoção de atmosferas planetárias, um destino que se acredita ter sido sofrido pelo planeta Marte.

Alpha Centauri é um sistema triplo de estrelas localizado a pouco mais de quatro anos-luz, ou cerca de 40 trilhões de quilômetros, da Terra.

As estrelas no sistema Alpha Centauri incluem o par chamado Alpha Centauri A e Alpha Centauri B, que orbitam relativamente perto uma da outra.

Alpha Centauri A é uma gêmea próxima do nosso Sol em quase todos os sentidos, incluindo a idade, enquanto Alpha Centauri B é um pouco menor e mais escura, mas ainda assim bastante semelhante ao Sol. O terceiro membro, Alpha Centauri C, também conhecido como Proxima Centauri, é uma estrela anã vermelha muito menor que viaja ao redor do par AB em uma órbita muito maior que a leva mais de 10 mil vezes mais do que o par da distância Terra-Sol.

Proxima Centauri atualmente detém o título de estrela mais próxima da Terra, embora AB seja muito próximo.

Os dados do Chandra revelam que as perspectivas de vida em termos de bombardeio de raios X atuais são realmente melhores em torno do Alpha Centauri A do que do Sol, e as tarifas da Alpha Centauri B são apenas ligeiramente piores. Proxima Centauri, por outro lado, é um tipo de estrela anã vermelha ativa conhecida por enviar perigosas explosões de radiação de raios X, e é provavelmente hostil à vida.

Enquanto um planeta notável do tamanho da Terra foi descoberto em torno de Proxima Centauri, os astrônomos continuam procurando, sem sucesso, exoplanetas ao redor de Alpha Centauri A e B.

A caça ao planeta em torno destas estrelas provou ser mais difícil recentemente devido à órbita do par atrair as duas estrelas brilhantes juntas no céu na última década.

Para ajudar a determinar se as estrelas de Alpha Centauri são hospitaleiras, astrônomos realizaram uma campanha de longo prazo na qual o Chandra observa as duas principais estrelas do sistema a cada seis meses desde 2005.

Durante a atual abordagem orbital próxima, para determinar qual estrela está fazendo o quê, o Chandra é atualmente o único observatório de raios X capaz de possuir resolução para observar o sistema AB.

Estas medições de longo prazo captaram os altos e baixos da atividade de raios X do sistema AB, análoga ao ciclo de 11 anos da atividade solar. Elas mostram que quaisquer planetas na zona habitável por Alpha Centauri A receberiam uma dose menor de raios X, em média, do que planetas semelhantes em torno do Sol. Para Alpha Centauri B a dose de raios X para os planetas na zona habitável é maior do que para o Sol, mas apenas cinco vezes maior.

Em comparação, os planetas na zona habitável em torno de Proxima Centauri recebem uma dose média de raios X cerca de 500 vezes maior que a Terra e 50.000 vezes maior durante uma grande emissão.

Além de iluminar a possível habitabilidade dos planetas de Alpha Centauri, o Chandra possibilita explorações teóricas da atividade de raios X cíclicos do nosso próprio Sol.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Sinais de água são encontrados em exoplaneta único

Uma equipe internacional de pesquisadores identificou "impressões digitais" de múltiplos metais num dos exoplanetas menos densos já encontrados.

© IAC (ilustração do explaneta WASP-127b e da sua estrela hospedeira)

A equipe, da Universidade de Cambridge e do IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias), usou o GTC (Gran Telescopio Canarias) para observar o exoplaneta WASP-127b, um gigante gasoso com céus parcialmente limpos e assinaturas fortes de metais na sua atmosfera.

O WASP-127b tem um raio 1,4 vezes maior do que o de Júpiter, mas apenas 20% da sua massa. Um tal planeta não tem análogo no nosso Sistema Solar e é raro até nos milhares de exoplanetas descobertos até agora. Demora pouco mais de quatro dias a orbitar a sua estrela progenitora e a sua temperatura é cerca de 1.400 K (1127º C).

As observações do WASP-127b revelam a presença de uma grande concentração de metais alcalinos na sua atmosfera, permitindo a detecção simultânea de sódio, potássio e lítio pela primeira vez num exoplaneta. As absorções de sódio e potássio são muito amplas, o que é característico para atmosferas relativamente limpas. De acordo com o trabalho de modelagem feito pelos cientistas, os céus do WASP-127b são aproximadamente 50% limpos.

A presença de lítio é importante para entender a história evolutiva do sistema planetário e pode fornecer informações sobre os mecanismos de formação planetária.

A estrela hospedeira do planeta, a WASP-127, é também rica em lítio, o que poderá apontar para que uma estrela AGB - uma gigante vermelha e brilhante milhares de vezes mais luminosa do que o Sol - ou uma supernova tenha enriquecido a nuvem de material da qual este sistema se formou.

Os pesquisadores também encontraram possíveis sinais de água. Embora esta detecção não seja estatisticamente significativa, já que as características da água são fracas na faixa visível, os dados indicam que observações adicionais no infravermelho próximo devem ser capazes de a detectar.

Os resultados demonstram o potencial dos telescópios terrestres para o estudo das atmosferas planetárias.

Este exoplaneta também será uma referência para futuros estudos com telescópios espaciais, como o telescópio James Webb, o sucessor do telescópio Hubble. Estes estudos futuros vão revelar a natureza detalhada do WASP-127b como referência para esta nova classe de exoplanetas de densidade muito baixa.

Os resultados foram aceitos para publicação na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Cambridge

Fluxo de gás dos núcleos de buracos negros supermassivos de galáxia

Os buracos negros supermassivos nos núcleos da maioria das galáxias, incluindo a Via Láctea, se desenvolvem gradualmente à medida que o material se acumula no buraco negro primordial.

© NASA/GALEX (Markarian 348)

Os processos físicos que impulsionam este crescimento (alimentação e feedback) ocorrem nas proximidades do núcleo da galáxia. Quando a acreção se torna ativa, é emitida radiação que ilumina e ioniza o gás na vizinhança do núcleo. Os ventos no disco de acreção podem interagir com o gás para produzir gás de saída que é observado atingindo velocidades de centenas de km/s. Os jatos relativísticos de partículas que emanam do buraco negro também podem interagir com seu material. Estes vários tipos de feedback são essenciais para evitar a produção de galáxias excessivamente massivas.

Evidências claras para todos estes processos foram detectadas em suas linhas de emissão óptica de átomos ionizados, cujas velocidades podem ser medidas. No entanto, tem sido muito difícil obter informações espaciais sobre a geometria do gás excitado. O astrônomo da Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), Martin Elvis, e nove colegas usaram o telescópio Gemini de oito metros e um novo instrumento poderoso que registra informações espaciais de alta resolução (tão pequenas quanto algumas centenas de anos-luz) e velocidade.

A equipe estudou cinco galáxias relativamente próximas, conhecidas por possuírem núcleos de buracos negros ativos com emissão atômica brilhante. Eles descobriram que, em todos os casos, o gás tem dois componentes principais, um girando e outro em fluxo. Mas, de outro modo, as galáxias são um pouco diferentes: em uma delas o gás gira em direção oposta às suas estrelas, em outro apenas um lobo da vazão pode ser visto, e existem outras diferenças também. Este estudo é apenas o primeiro de uma série que deve analisar e modelar em detalhes como os buracos negros nucleares crescem.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto excesso de estrelas massivas em galáxias

Com o auxílio do ALMA e do VLT do ESO, astrônomos descobriram que, tanto galáxias com formação estelar explosiva do Universo primordial, como uma região de formação estelar situada numa galáxia próxima, contêm uma proporção de estrelas massivas muito maior do que a encontrada em galáxias mais calmas.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de uma galáxia empoeirada com formação estelar explosiva)

Esta descoberta desafia as atuais teorias de evolução galática, alterando o nosso conhecimento da história da formação estelar cósmica e da formação contínua de elementos químicos.

No intuito de estudar o Universo longínquo, uma equipe de cientistas liderada pelo astrônomo Zhi-Yu Zhang, da Universidade de Edimburgo, utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para analisar a proporção de estrelas massivas em quatro galáxias distantes ricas em gás com formação estelar explosiva. Observamos estas galáxias quando o Universo era muito mais jovem do que atualmente, o que significa que, muito provavelmente, estes objetos muito jovens ainda não sofreram muitos episódios de formação estelar anteriores. Se não fosse este o caso, os resultados poderiam estar comprometidos.

Zhang e a sua equipe desenvolveram uma nova técnica, semelhante à datação por carbono radioativo (¹⁴C), para medir as abundâncias de diferentes tipos de monóxido de carbono em quatro galáxias muito distantes envoltas em poeira e com formação estelar explosiva. A equipe observou a razão entre dois tipos de monóxido de carbono que contêm diferentes isótopos.

O método de datação por carbono radioativo é usado para determinar a idade de um objeto que contém matéria orgânica. Ao medirmos a quantidade de carbono ¹⁴C, um isótopo radioativo cuja abundância decresce continuamente, podemos calcular quando o respectivo animal ou planta morreram. Os isótopos usados no estudo efetuado com dados obtidos pelo ALMA, ¹³C e ¹⁸O, são estáveis e as suas abundâncias aumentam de forma contínua durante o tempo de vida de uma galáxia, uma vez que estes isótopos são sintetizados pelas reações de fusão termonuclear que ocorrem no interior das estrelas.

Os isótopos de carbono e de oxigênio têm origens diferentes. O ¹⁸O é produzido predominantemente em estrelas massivas, enquanto o ¹³C é mais produzido em estrelas de massa pequena ou intermediária. Graças à nova técnica, a equipe foi capaz de observar por trás da poeira destas galáxias e determinar pela primeira vez a massa das suas estrelas.

A massa de uma estrela é o fator mais importante para determinar a sua evolução. As estrelas massivas brilham intensamente e têm vidas curtas, enquanto que as estrelas menos massivas, como o Sol, brilham de forma mais modesta durante bilhões de anos. Assim, ao sabermos as proporções de estrelas com massas diferentes que se formam nas galáxias, podemos compreender melhor a formação e evolução das galáxias ao longo da história do Universo, o que, por sua vez, nos dá informação valiosa sobre os elementos químicos disponíveis para formar novas estrelas e planetas e, por fim, o número de “sementes” de buracos negros que podem coalescer para formar os buracos negros supermassivos que vemos no centro de muitas galáxias.

A razão de ¹⁸O para ¹³C medida foi cerca de 10 vezes maior nestas galáxias com formação estelar explosiva existentes no Universo primordial do que em galáxias como a Via Láctea, o que significa que existe uma proporção muito maior de estrelas massivas no interior destas galáxias.

Estes resultados obtidos com o ALMA são consistentes com outra descoberta no Universo local. Com o auxílio do Very Large Telescope  (VLT) e com o intuito de investigar a distribuição geral de idades estelares e massas iniciais, uma equipe liderada por Fabian Schneider, da Universidade de Oxford, obteve medições espectroscópicas de 800 estrelas situadas na enorme região de formação estelar 30 Doradus, na Grande Nuvem de Magalhães.

Schneider explica: “Descobrimos cerca de 30% mais estrelas com massas superiores a 30 vezes a do Sol do que o esperado e cerca de 70% mais do que as esperadas com massas superiores a 60 massas solares. Os nossos resultados desafiam o limite anteriormente previsto de 150 massas solares para a massa inicial máxima das estrelas e sugerem ainda que as estrelas se podem formar com massas superiores a 300 massas solares!”

Rob Ivison, co-autor do novo artigo científico baseado nos dados ALMA, conclui: “Os nossos resultados levam-nos a questionar a nossa compreensão da história cósmica. Os astrônomos que constroem modelos do Universo têm que voltar ao ponto de partida e usar modelos ainda mais sofisticados.”

Os resultados do ALMA foram descritos no artigo científico intitulado “Stellar populations dominated by massive stars in dusty starburst galaxies across cosmic time” de Zhang et al., que foi publicado hoje na revista Nature. Os resultados do VLT foram descritos no artigo científico intitulado “An excess of massive stars in the local 30 Doradus starburst” de Schneider et al., que foi publicado na revista Science em 5 de Janeiro de 2018.

Fonte: ESO

Ondulação de filamentos azuis brilhantes

Uma ondulação de filamentos azuis brilhantes fluem através desta galáxia como um lago disforme.

© Hubble (IC 4870)

O primeiro plano desta imagem está repleto de estrelas próximas com seus picos de difração reluzentes. Um olho aguçado também pode detectar algumas outras galáxias que, embora disfarçadas de estrelas à primeira vista, revelam sua verdadeira natureza em uma inspeção mais próxima.

A galáxia central com listras coloridas, a IC 4870, foi descoberta por DeLisle Stewart em 1900 e está localizada a aproximadamente 28 milhões de anos-luz de distância da Terra. Ela contém um núcleo galáctico ativo (AGN): uma região central extremamente luminosa que pode ofuscar o resto da galáxia. Os AGNs emitem radiação em todo o espectro eletromagnético, desde as ondas de rádio até os raios gama, produzidos pela ação de um buraco negro supermassivo central que devora o material se aproximando demais dele. A IC 4870 também é uma galáxia Seyfert, um tipo particular de AGN com linhas de emissão características.

A IC 4870 foi projetada pelo telescópio espacial Hubble para vários estudos de galáxias ativas próximas. Usando o Hubble para explorar as estruturas em pequena escala do AGN em galáxias próximas, os astrônomos podem observar os traços de colisões e fusões, barras galácticas centrais, explosões nucleares, jatos ou vazões, e outras interações entre um núcleo galáctico e seu ambiente circundante. Imagens como esta podem ajudar os astrônomos a entender mais sobre a verdadeira natureza das galáxias que vemos em todo o cosmos.

Fonte: ESA

Evento de ondas gravitacionais sinalizou a criação de um buraco negro

A espetacular fusão de duas estrelas de nêutrons que geraram ondas gravitacionais anunciadas no ano passado provavelmente fez outra coisa: o nascimento de um buraco negro.

© NASA/CXC/M.Weiss (ilustração da fusão de duas estrelas de nêutrons)

Este buraco negro recém-gerado seria o buraco negro de menor massa já encontrado.

Um novo estudo analisou dados do observatório de raios X Chandra da NASA realizados após a detecção de ondas gravitacionais pelo Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory (LIGO) e raios gama pela missão Fermi da NASA em 17 de agosto de 2017.

Enquanto quase todos os telescópios à disposição dos astrônomos profissionais observaram esta fonte, conhecida oficialmente como GW170817, os raios X do Chandra são críticos para entender o que aconteceu depois que as duas estrelas de nêutrons colidiram.

A partir dos dados do LIGO, os astrônomos têm uma boa estimativa de que a massa do objeto resultante da fusão de estrelas de nêutrons é cerca de 2,7 vezes a massa do Sol. Isto coloca-o numa corda bamba de identidade, implicando que seja a estrela de nêutrons mais massiva ou o buraco negro de massa mais baixo nunca encontrados. Os detentores anteriores de recordes para este último não são menos que quatro ou cinco vezes a massa do Sol.

Se as estrelas de nêutrons se fundissem e formassem uma estrela de nêutrons mais pesada, então seria esperado que ela girasse rapidamente e gerasse um campo magnético muito forte. Isso, por sua vez, teria criado uma bolha expansiva de partículas de alta energia que resultaria em emissão de raios X brilhante. Em vez disso, os dados do Chandra mostram níveis de raios X que são um fator de algumas centenas de vezes menor do que o esperado para uma estrela de nêutrons fundida e girando rapidamente e a bolha associada de partículas de alta energia, sugerindo um buraco negro.

Se confirmado, este resultado mostra que uma receita para fazer um buraco negro às vezes pode ser complicada. No caso de GW170817, seriam necessárias duas explosões de supernovas que deixassem para trás duas estrelas de nêutrons em uma órbita suficientemente rígida para a radiação de ondas gravitacionais unir as estrelas de nêutrons.

"Podemos ter respondido a uma das perguntas mais básicas sobre esse evento deslumbrante: o que ele fez?", Disse o co-autor Pawan Kumar, da Universidade do Texas, em Austin. "Há muito tempo os astrônomos suspeitavam que as fusões de estrelas de nêutrons formariam um buraco negro e produziriam explosões de radiação, mas não tínhamos uma forte razão para isso até agora."

Uma observação dois a três dias após o evento pelo Chandra não conseguiu detectar uma fonte, mas as observações subsequentes 9, 15 e 16 dias após o evento, resultaram em detecções. A fonte foi bloqueada pelo Sol logo depois, mas mais brilho foi visto nas observações do Chandra cerca de 110 dias após o evento, seguido por uma intensidade de raios X comparável após cerca de 160 dias.

Ao comparar as observações do Chandra com as do Very Large Array (VLA) Karl G. Jansky, astrônomos explicam que a emissão de raios X observada é devida inteiramente à onda de choque, semelhante a um estrondo sônico de um avião supersônico, da fusão esmagando o gás circundante. Não há sinal de raios X resultante de uma estrela de nêutrons.

As observações poderão ser testadas por futuras observações de rádio. Se o remanescente for uma estrela de nêutrons com um forte campo magnético, então a fonte deve ficar muito mais brilhante em comprimentos de onda de raios X e rádio em cerca de dois anos, quando a bolha de partículas de alta energia alcançar a desaceleração da onda de choque. Se é realmente um buraco negro, os astrônomos esperam que ele continue se tornando mais fraco, o que foi recentemente observado à medida que a onda de choque enfraquece.

Se as observações subsequentes descobrirem que uma estrela de nêutrons pesada sobreviveu, tal descoberta desafiaria as teorias para a estrutura das estrelas de nêutrons e quão massivas elas podem chegar.

Um artigo descrevendo este resultado aparece na última edição do The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberta uma das mais massivas estrelas de nêutrons

Usando um método pioneiro, pesquisadores do Grupo de Astronomia e Astrofísica da Universidade Politécnica da Catalunha e do Instituto de Astrofísica das Ilhas Canárias encontraram uma estrela de nêutrons mais massiva já detectada.

© IAC/G. Pérez-Díaz (ilustração do sistema binário PSR J2215+5135)

O estudo abre um novo caminho de conhecimento em muitos campos da astrofísica e da física nuclear.

As estrelas de nêutrons (frequentemente chamadas pulsares) são remanescentes estelares que atingiram o final da sua vida evolutiva: resultam da morte de uma estrela com 10 a 30 vezes a massa do Sol. Apesar do seu pequeno tamanho (cerca de 20 km em diâmetro), as estrelas de nêutrons têm mais massa do que o Sol, por isso são extremamente densas.

Os pesquisadores usaram um método inovador para medir a massa de uma das mais pesadas estrelas de nêutrons conhecidas até ao momento. Descoberta em 2011 e com o nome PSR J2215+5135, tem mais ou menos 2,3 massas solares e é uma das mais massivas das mais de 2.000 estrelas de nêutrons conhecidas até à data. Embora um estudo publicado em 2011 tenha relatado evidências de uma estrela de nêutrons com 2,4 massas solares, as estrelas de nêutrons mais massivas que anteriormente haviam alcançado um consenso entre os cientistas, relatadas em 2010 e 2013, têm duas vezes a massa do Sol.

O estudo foi liderado por Manuel Linares, pesquisador do Grupo de Astronomia e Astrofísica, ligado ao Departamento de Física da Universidade Politécnica da Catalunha, em colaboração com os astrônomos Tariq Shahbaz e Jorge Casares do Instituto de Astrofísica da Ilhas Canárias. Os cientistas usaram dados obtidos pelo GTC (Gran Telescopio Canarias), o maior telescópio ótico e infravermelho do mundo, o WHT (William Herschel Telescope), o ING (Isaac Newton Telescope Group) e o telescópio IAC-80, em combinação com modelos dinâmicos de estrelas binárias com irradiação.

A equipe desenvolveu um método mais preciso do que os usados até agora para medir a massa de estrelas de nêutrons em binários compactos. O PSR J2215+5135 faz parte de um sistema binário. A estrela secundária ou companheira é fortemente irradiada pela estrela de nêutrons.

Quanto mais massiva é a estrela de nêutrons, mais rápida a estrela companheira se move na sua órbita. O novo método utiliza linhas espectrais de hidrogênio e magnésio para medir a velocidade com que a estrela companheira se move. Isso permitiu que a equipe liderada por Manuel Linares medisse, pela primeira vez, a velocidade de ambos os lados da estrela companheira (o lado irradiado e o lado sombreado) e mostrasse que a estrela de nêutrons pode ter mais do dobro da massa do Sol.

Este novo método também pode ser aplicado ao resto desta crescente população de estrelas de nêutrons: ao longo dos últimos 10 anos, o telescópio de raios gama Fermi-LAT da NASA revelou dúzias de pulsares parecidos com o PSR J2215+5135. Em princípio, o método também pode ser usado para medir a massa de buracos negros e anãs brancas (remanescentes de estrelas que morrem com mais de 30 ou menos de 10 massas solares, respetivamente) quando localizados em sistemas binários similares nos quais a irradiação é importante.

Ser capaz de determinar a massa máxima de uma estrela de nêutrons tem consequências muito importantes para bastantes campos da astrofísica, bem como para a física nuclear. As interações entre os núcleos (nêutrons e os prótons) a altas densidades são dos maiores mistérios da física atual. As estrelas de nêutrons são um laboratório natural para estudar os estados de matéria mais densos e exóticos que podem ser imaginados.

Os resultados do projeto também sugerem que, para suportar a massa de 2,3 sóis, a repulsão entre as partículas no núcleo da estrela de nêutrons deve ser suficientemente forte. Isto indicaria que é improvável que encontremos quarks livres ou outras formas exóticas de matéria no centro da estrela de nêutrons.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias