Até estrelas de nêutrons densas caem como uma pena

Aproveitando a extraordinária sensibilidade do GBT (Green Bank Telescope), os astrônomos fizeram o teste mais rigoroso, até agora, de uma das previsões de Albert Einstein sobre a gravidade.

© NRAO/S. Dagnello (ilustração do sistema triplo PSR J0337+1715)

Ao rastrear precisamente as trajetórias de três estrelas num único sistema, duas estelas anãs brancas e uma estrela de nêutrons ultradensa, os pesquisadores determinaram que até as estrelas de nêutrons fenomenalmente compactas "caem" da mesma maneira que as suas homólogas menos densas, um aspeto da natureza chamado de "Princípio da Equivalência Forte" de Einstein.

A compreensão da gravidade de Einstein, conforme descrita na sua teoria geral da relatividade, prevê que todos os objetos caem à mesma proporção, independentemente da sua massa ou composição. Esta teoria foi amplamente testada aqui na Terra, mas será que ainda é verdadeira para alguns dos objetos mais massivos e densos do Universo, um aspeto da natureza conhecido como o Princípio da Equivalência? Uma equipe internacional de astrônomos deu a esta persistente questão o seu teste mais rigoroso de todos os tempos. Os seus achados mostram que o conhecimento de Einstein sobre a gravidade ainda prevalece, mesmo num dos cenários mais extremos que o Universo pode oferecer.

Retire todo o ar e um martelo e uma pena cairão à mesma velocidade, um conceito explorado por Galileu no final do século XVI e famosamente ilustrado na Lua pelo astronauta David Scott da Apollo 15.

Embora tivesse como base a física newtoniana, foi preciso a teoria da gravidade de Einstein para expressar como e porque é que isso acontece. As equações de Einstein passaram em todos os testes, desde cuidadosos estudos laboratoriais até observações de planetas no nosso Sistema Solar. Mas as alternativas à teoria geral da relatividade de Einstein preveem que objetos compactos com gravidade extremamente forte, como as estrelas de nêutrons, caem um pouco diferente dos objetos de menor massa. Esta diferença, preveem as teorias alternativas, seria devido à energia de ligação gravitacional do objeto compacto, a energia gravitacional que o mantém unido.

Em 2011, o GBT descobriu um laboratório natural para testar esta teoria em condições extremas: um sistema estelar triplo chamado PSR J0337+1715, localizado a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. Este sistema contém uma estrela de nêutrons numa órbita de 1,6 dias com uma estrela anã branca, e o par orbita outra anã branca mais distante a cada 327 dias.

Desde a sua descoberta que o sistema triplo tem sido observado regularmente pelo GBT, pelo WSRT (Westerbork Synthesis Radio Telescope) nos Países Baixos e pelo Observatório de Arecibo em Porto Rico. O GBT passou mais de 400 horas observando este sistema, obtendo dados e calculando como cada objeto se move em relação aos outros.

Como é que estes telescópios conseguiram estudar este sistema? Esta estrela de nêutrons em particular é na verdade um pulsar. Muitos pulsares giram com uma consistência que rivaliza alguns dos relógios atômicos mais precisos da Terra. "Como um dos radiotelescópios mais sensíveis do mundo, o GBT está preparado para captar estes leves pulsos de ondas de rádio com o objetivo de estudar a física extrema," acrescenta Lynch. A estrela de nêutrons neste sistema gira 366 vezes por segundo.

É possível determinar a posição da estrela de nêutrons até algumas centenas de metros. É uma determinação realmente precisa de onde a estrela de nêutrons esteve e para onde está indo.

Se as alternativas à gravidade de Einstein estivessem corretas, então a estrela de nêutrons e a anã branca interior cairiam de forma diferente em relação à anã branca exterior. "A anã branca interior não é tão massiva nem tão compacta quanto a estrela de nêutrons e, portanto, tem menos energia de ligação gravitacional," comenta Scott Ransom, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory).

Através de meticulosas observações e de cálculos cuidadosos, a equipe foi capaz de testar a gravidade do sistema usando apenas os pulsos da estrela de nêutrons. Eles descobriram que qualquer diferença de aceleração entre a estrela de nêutrons e a anã branca interior é pequena demais para ser detectada.

Este resultado é dez vezes mais preciso do que o melhor teste anterior da gravidade, tornando as evidências do Princípio da Equivalência Forte de Einstein muito mais evidentes.

O resultados foram publicados num artigo na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

NuSTAR prova que Eta Carinae dispara raios cósmicos

Um novo estudo usando dados do telescópio espacial NuSTAR da NASA sugere que Eta Carinae, o sistema estelar mais luminoso e massivo até 10.000 anos-luz, está acelerando partículas a altas energias, algumas das quais podem chegar à Terra como raios cósmicos.

© Hubble (Eta Carinae)

A Grande Erupção de Eta Carinae na década de 1840 criou a nebulosa vista acima, fotografada pelo Hubble. Agora com aproximadamente um ano-luz em diâmetro, a nuvem em expansão contém material suficiente para fazer, pelo menos, 10 cópias do nosso Sol.

"Sabemos que as ondas de choque de estrelas mortas podem acelerar partículas de raios cósmicos a velocidades comparáveis às da luz, um incremento incrível de energia," disse Kenji Hamaguchi, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA. "Processos semelhantes devem ocorrer em outros ambientes extremos. A nossa análise indica que Eta Carinae é um deles."

Os astrônomos sabem que os raios cósmicos com energias superiores a um bilhão de eletrões-volt (eV) chegam até nós além do nosso Sistema Solar. Mas dado que todas estas partículas – elétrons, prótons e núcleos atômicos - transportam uma carga elétrica, desviam-se do seu percurso sempre que encontram campos magnéticos. Isto baralha os percursos e mascara as suas origens.

Eta Carinae, localizada a cerca de 7.500 anos-luz de distância na direção da constelação de Quilha (Carina), é famosa por uma explosão do século XIX que brevemente a tornou na segunda estrela mais brilhante do céu. Este evento também expeliu uma enorme nebulosa em forma de ampulheta, mas a causa da erupção ainda é pouco conhecida.

O sistema contém um par de estrelas massivas cujas órbitas excêntricas as aproximam a cada 5,5 anos. As estrelas contêm 90 e 30 vezes a massa do nosso Sol e passam a 235 milhões de quilômetros na sua maior aproximação, mais ou menos a distância média entre Marte e o Sol.

Ambas as estrelas de Eta Carinae dirigem poderosos ventos estelares. O local onde estes ventos chocam muda durante o ciclo orbital, o que produz um sinal periódico em raios X de baixa energia que está sendo rastreado há mais de duas décadas.

O telescópio tspacial de raios gama Fermi da NASA também observa uma mudança nos raios gama - luz muito mais energética do que os raios X - de uma fonte na direção de Eta Carinae. Mas a visão do Fermi não é tão nítida quanto as dos telescópios de raios X, de modo que os astrônomos não puderam confirmar a ligação.

Para preencher a lacuna entre a monitoração de raios X de baixa energia e as observações do Fermi, Hamaguchi e colegas recorreram ao NuSTAR. Lançado em 2012, o NuSTAR pode focar-se em raios X muito mais energéticos do que qualquer telescópio anterior. Utilizando tanto dados recolhidos recentemente como de arquivo, a equipe examinou observações do NuSTAR obtidas entre março de 2014 e junho de 2016, juntamente com observações de raios X de baixa energia do satélite XMM-Newton da ESA no mesmo período.

Os raios X de baixa energia de Eta Carinae vêm do gás na interface dos ventos estelares em colisão, onde as temperaturas excedem os 40 milhões de graus Celsius. Mas o NuSTAR detecta uma fonte emissora de raios X acima dos 30.000 eV, cerca de três vezes mais do que pode ser explicado por ondas de choque nos ventos em colisão. Para comparação, a energia da luz visível varia de mais ou menos 2 eV para 3 eV.

A análise da equipe mostra que estes raios X variam com o período orbital binário e indica um padrão de saída de energia similar ao dos raios gama observados pelo Fermi.

Os pesquisadores dizem que a melhor explicação para os raios X energéticos e a emissão de raios gama é a aceleração de elétrons em violentas ondas de choque ao longo da fronteira dos ventos estelares em colisão. Os raios X detectados pelo NuSTAR e os raios gama detectados pelo Fermi surgem da luz estelar, devido a um enorme aumento de energia pelas interações com estes elétrons.

Alguns dos elétrons muito rápidos, bem como outras partículas aceleradas, devem escapar do sistema e talvez alguns vagueiam eventualmente até à Terra, onde podem ser detectados como raios cósmicos.

"Nós sabemos há algum tempo que a região em torno de Eta Carinae é a fonte de emissão energética de raios X e raios gama de alta anergia," acrescenta Fiona Harrison, pesquisadora principal do NuSTAR e professora de astronomia no Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) em Pasadena. "Mas até que o NuSTAR foi capaz de identificar a radiação, mostrar que vinha do binário e de estudar as suas propriedades em detalhe, a origem permanecia misteriosa."

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Telúrio detectado num dos seus locais de origem

Uma equipe internacional liderada por um estudante de doutoramento do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de La Laguna (ULL) identificou a emissão de telúrio no espectro infravermelho de duas nebulosas planetárias e bromo numa delas.

© Hubble (NGC 7027 e IC 418)

No final das suas vidas, as estrelas de massa média liberam as suas camadas exteriores, formando nebulosas planetárias. Através deste processo, injetam no meio interestelar os elementos químicos que foram sintetizados no seu interior durante bilhões de anos. Estes elementos que são mais pesados do que o ferro não podem ser produzidos nas reações de fusão nuclear que ocorrem dentro das estrelas porque este processo exigiria mais energia do que elas conseguem produzir. Estes elementos são formados por um processo conhecido como captura de nêutrons, que ocorre nos estágios finais da vida de uma estrela, ou em eventos relacionados com a morte de estrelas de massa muito elevada, como explosões de supernova ou colisões entre estrelas de nêutrons (uma das quais foi detectada recentemente por observatórios de ondas gravitacionais), que produzem um grande número de nêutrons livres, ou na fase final da vida de estrelas de baixa massa (entre 1 e 8 vezes a massa do Sol), onde o fluxo de nêutrons é muito mais baixo.

Os astrônomos dectaram, pela primeira vez, uma característica de emissão espectral de telúrio na faixa infravermelha de duas nebulosas planetárias (e bromo numa delas) graças a dados obtidos com o espectrógrafo EMIR, acoplado ao GTC (Gran Telescopio Canarias) e ao instrumento IGRINS do telescópio Harlan J. Smith, no Observatório McDonald no estado norte-americano do Texas. Por intermédio da técnica de espectroscopia, foi analisada a luz recebida das nebulosas, que é decomposta em cores diferentes como um arco-íris e possibilitando determinar quais os elementos químicos presentes no gás, já que cada elemento possui um padrão único de linhas de emissão embebidas neste arco-íris, o espectro de uma nebulosa. Graças a isto, a linha de emissão do telúrio e a linha de emissão do bromo foram localizadas pela primeira vez no espectro infravermelho das nebulosas planetárias. Estas são as mais claras detecções de íons pertencentes a estes dois elementos pesados num dos locais onde se podem formar.

Para determinar a abundância destes elementos, foi preciso construir um modelo atômico teórico para calcular os parâmetros atômicos dos íons observados. A importância da detecção destas linhas nas nebulosas planetárias baseia-se no fato de que são melhores indicadores da abundância do elemento do que as linhas detectadas em estrelas evoluídas e fornecendo a oportunidade de estudar o elemento no seu local de origem.

As abundâncias calculadas de telúrio nas nebulosas planetárias NGC 7027 e IC 418 indicam que este elemento é muito mais abundante do que o esperado na vizinhança solar, onde o padrão de abundância é distribuído como esperado se um processo rápido fosse responsável pela origem destes elementos pesados, de modo que parte do telúrio nestas nebulosas planetárias deve ter tido origem através de processos lentos.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Primeira imagem de um planeta recém-nascido obtida com o VLT do ESO

Astrônomos liderados por um grupo do Instituto Max Planck de Astronomia de Heidelberg, na Alemanha, captaram uma imagem de formação planetária em torno da jovem estrela anã PDS 70.

© ESO/VLT/A. Müller (exoplaneta recém-nascido PDS 70b)

Com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, um dos instrumentos caçadores de planetas mais poderosos que existem, a equipe internacional fez a primeira detecção robusta de um jovem planeta, chamado PDS 70b, que está abrindo caminho através do material que rodeia a jovem estrela.

Com o instrumento SPHERE, a equipe pôde medir também o brilho do planeta em diversos comprimentos de onda, o que permitiu que fossem deduzidas propriedades da sua atmosfera.

O planeta mostra-se muito bem destacado nas novas observações, sendo visível como um ponto brilhante situado à direita do centro (a esfera negra na imagem). Localiza-se aproximadamente a três bilhões de km de distância da estrela central, o que equivale mais ou menos à distância entre Urano e o Sol. A análise mostra que PDS 70b é um planeta gigante gasoso com uma massa de algumas vezes a massa de Júpiter. A superfície do planeta tem uma temperatura de cerca de 1.000 ºC, o que o torna muito mais quente do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.

O círculo escuro que aparece no centro da imagem deve-se à utilização de um coronógrafo, uma máscara que bloqueia a luz ofuscante da estrela central e permite aos astrônomos detectar o disco e o companheiro planetário, que são muito mais fracos que a estrela. Sem esta máscara, a fraca luz emitida pelo planeta desapareceria completamente no intenso brilho de PDS 70.

“Estes discos situados em torno de estrelas jovens são os locais de nascimento dos planetas, mas até agora apenas algumas observações tinham conseguido detectar pistas que apontavam para a existência de planetas bebês em meio a eles,” explica Miriam Keppler, que liderou a equipe por detrás da descoberta do planeta ainda em formação de PDS 70.

A descoberta do jovem companheiro de PDS 70 é um resultado científico bastante interessante, que já mereceu pesquisas subsequentes. Uma segunda equipe, que envolve muitos dos mesmos astrônomos da equipe da descoberta, incluindo Keppler, fez, nos últimos meses, observações de acompanhamento com o intuito de investigar a jovem companheira planetária de PDS 70 com mais detalhe. Esta equipe não só obteve a imagem muito nítida do planeta que aqui mostramos, como também conseguiu obter um espectro deste objeto. A análise do espectro aponta para a existência de nuvens na atmosfera do planeta.

A companheira planetária de PDS 70 esculpiu um disco de transição, um disco protoplanetário com um “buraco” gigante no centro. Estes buracos interiores são conhecidos há várias décadas e foi sugerido que seriam produzidos pela interação entre o disco e o planeta. Agora estamos vendo o planeta pela primeira vez.

Ao determinar as propriedades físicas e atmosféricas do planeta, os astrônomos podem testar modelos teóricos de formação planetária.

Este olhar ao nascimento envolto em poeira de um planeta foi apenas possível graças às impressionantes capacidades tecnológicas do instrumento SPHERE do ESO, o qual estuda exoplanetas e discos em torno de estrelas próximas, usando uma técnica conhecida por imagens de alto contraste. Mesmo bloqueando a luz emitida por uma estrela com o auxílio de um coronógrafo, o SPHERE tem ainda que usar estratégias de observação e técnicas de processamento de dados complicadas para conseguir obter o sinal emitido pelos tênues companheiros planetários situados em torno das jovens estrelas brilhantes, com múltiplos comprimentos de onda e épocas diferentes.

Este trabalho foi descrito em dois artigos científicos intitulados “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70” e “Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk”, que serão ambos publicados na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

O ALMA observa uma nova maternidade planetária

Esta imagem obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra a MWC 758, uma estrela jovem que se aproxima da fase adulta e se encontra rodeada por anéis nodosos e irregulares de poeira cósmica, três dos quais podemos ver na imagem.

© ESO/ALMA (MWC 758)

Incomumente, estes anéis têm uma forma elíptica em vez de apresentarem uma forma perfeitamente circular, fazendo desta a primeira descoberta de um disco protoplanetário intrinsicamente elíptico!

Os anéis interior e exterior contêm cada um deles um nodo particularmente brilhante, visível como um arco de cor amarela. Adicionalmente, parece haver braços espirais colocados no seio da poeira, para além de um “buraco” sem poeira no núcleo, ligeiramente deslocado do centro. Todas estas estruturas apontam para a presença de planetas invisíveis. À medida que se formam, os planetas interagem gravitacionalmente com o disco, criando várias estruturas. OS astrônomos podem por isso observar um sistema como o da MWC 758 e inferir não apenas a existência de potenciais planetas escondidos mas também estimar as suas massas, localização e órbitas.

Este é um belo exemplo da capacidade do ALMA em descobrir planetas. Usar este observatório para estudar tais discos poeirentos, permite aos astrônomos investigar os primeiros estádios da formação planetária no sentido de compreenderem como é que estes sistemas jovens se formam e evoluem.

Aprender mais sobre os sistemas planetários no cosmos pode ajudar-nos a compreender melhor como é que o Sistema Solar se formou e como é que evoluiu até se transformar na casa cósmica onde vivemos hoje.

Fonte: ESO

Um teste galáctico esclarecerá a existência da matéria escura

Pesquisadores da Universidade de Bonn e da Universidade da Califórnia em Riverside usaram sofisticadas simulações de computador para criar um teste que pudesse responder a uma questão impetuosa na astrofísica: será que a matéria escura realmente existe? Ou será que a lei gravitacional de Newton precisa de ser modificada?

© U. Bonn (distribuição da matéria escura, acima, e das estrelas, abaixo)

O novo estudo mostra que a resposta está escondida no movimento das estrelas dentro de pequenas galáxias satélite que giram em torno da Via Láctea.

Usando um dos supercomputadores mais rápidos do mundo, os cientistas simularam a distribuição da matéria nas chamadas galáxias "anãs" satélite. Estas são pequenas galáxias que rodeiam, por exemplo, a Via Láctea ou Andrômeda.

Os pesquisadores focaram-se na denominada Relação de Aceleração Radial (RAR). Nas galáxias de disco, as estrelas movem-se em órbitas circulares em torno do centro galáctico. A aceleração que as força constantemente a mudar de direção é provocada pela atração da matéria na galáxia. A RAR descreve a relação entre esta aceleração e a provocada apenas pela matéria visível. Fornece uma visão acerca da estrutura das galáxias e da sua distribuição de matéria.

Os astrônomos simularam, pela primeira vez, a RAR das galáxias anãs partindo do pressuposto de que a matéria escura existe. Mas e se não houver matéria escura e, em vez disso, a gravidade agir de forma diferente do que pensava Newton? Neste caso, a RAR das galáxias anãs depende muito da distância até à galáxia de origem, enquanto isso não acontece se a matéria escura existir.

Esta diferença torna as galáxias satélite uma poderosa ferramenta para testar se a matéria escura realmente existe. A sonda espacial Gaia, que foi lançada pela ESA em 2013, já pode fornecer uma resposta. Foi construída para estudar as estrelas na Via Láctea e nas suas galáxias satélite com detalhes sem precedentes e já recolheu uma grande quantidade de dados.

No entanto, este enigma provavelmente levará anos até ser resolvido.

Esta questão é uma das mais prementes da cosmologia atual. A existência de matéria escura já foi sugerida há mais de 80 anos pelo astrônomo suíço Fritz Zwicky. Ele percebeu que as galáxias se movem tão depressa dentro dos aglomerados galácticos que estes deviam separar-se. Ele, portanto, postulou a presença de matéria invisível que, devido à sua massa, exerce gravidade suficiente para manter as galáxias nas suas órbitas observadas. Na década de 1970, a sua colega norte-americana Vera Rubin descobriu um fenômeno semelhante em galáxias espirais como a Via Láctea: giram tão depressa que a sua força centrífuga deveria separá-las caso apenas a matéria visível estivesse presente.

Hoje, a maioria dos físicos está convencida de que a matéria escura representa cerca de 80% da massa do Universo. Como não interage com a luz, é invisível aos telescópios. No entanto, supondo que a sua existência fornece um excelente ajuste para várias outras observações, como a distribuição da radiação de fundo, um brilho remanescente de Big Bang. A matéria escura também fornece uma boa explicação para o arranjo e taxa de formação galáctica no Universo. Embora, apesar de numerosos esforços experimentais, não existem evidências diretas da matéria escura. Isto levou os astrõnomos à hipótese de que a força gravitacional propriamente dita pode comportar-se de maneira diferente do que se pensava anteriormente. De acordo com a chamada teoria MOND (MOdified Newtonian Dynamics), a atração entre duas massas obedece às leis de Newton apenas até certo ponto. Em acelerações muito pequenas, como as que prevalecem nas galáxias, a gravidade torna-se consideravelmente mais forte. Portanto, as galáxias não se desfazem devido à sua velocidade de rotação e a teoria MOND pode dispensar esta misteriosa lacuna observacional.

O novo estudo abre a possibilidade de os astrônomos testarem estas duas hipóteses num regime sem precedentes.

Este estudo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Universität Bonn

"Pepitas vermelhas" são ouro galáctico para os astrônomos

Há cerca de uma década, os astrônomos descobriram uma população de galáxias pequenas, mas massivas, apelidadas de "pepitas vermelhas".

© Hubble/Chandra (Mrk 1216 no visível e em raios X)

Um novo estudo através do observatório de raios X Chandra da NASA indica que os buracos negros "esmagaram" a formação das estrelas nestas galáxias e podem ter usado parte do seu combustível estelar para crescer até proporções incomumente massivas.

As "pepitas vermelhas" foram descobertas pela primeira vez pelo telescópio espacial Hubble a grandes distâncias da Terra, correspondendo a épocas apenas três ou quatro bilhões de anos após o Big Bang. São relíquias das primeiras galáxias massivas que se formaram apenas um bilhão de anos após o Big Bang. Os astrônomos pensam que são os antepassados das gigantescas galáxias elípticas vistas no Universo local. As massas das pepitas vermelhas são semelhantes às das galáxias elípticas gigantes, mas têm apenas mais ou menos um-quinto do seu tamanho.

Enquanto a maioria das pepitas vermelhas se fundiu com outras galáxias ao longo de bilhões de anos, um pequeno número conseguiu escapar intocado ao longo da história do cosmos. Estas pepitas vermelhas ilesas representam uma oportunidade única para estudar como as galáxias, e o buraco negro supermassivo nos centros, se comportam ao longo de bilhões de anos de isolamento.

Pela primeira vez, o Chandra foi usado para estudar o gás quente em duas destas pepitas vermelhas isoladas, MRK 1216 e PGC 032873, que estão localizados a apenas 295 milhões e 344 milhões de anos-luz da Terra, respectivamente, em vez de bilhões de anos-luz para as primeiras pepitas vermelhas conhecidas. O gás quente emissor de raios X contém a impressão da atividade gerada pelos buracos negros supermassivos em cada uma das duas galáxias.

"Estas galáxias existem há 13 bilhões de anos sem nunca terem interagido com outras do seu tipo," comenta Norbert Werner da Universidade MTA-Eötvös em Budapeste, Hungria, que liderou o estudo. "Estamos descobrindo que os buracos negros nestas galáxias assumem o controle e o resultado não é bom para novas estrelas que tentam formar-se."

Conhecemos há muito tempo que o material que cai em direção a um buraco negro pode ser redirecionado para fora a altas velocidades devido aos intensos campos gravitacionais e magnéticos. Estes jatos velozes podem desligar a formação estelar. Isto acontece porque as explosões da vizinhança do buraco negro fornecem uma poderosa fonte de calor, impedindo que o gás interestelar quente da galáxia arrefeça o suficiente para permitir que um grande número de estrelas se forme.

A temperatura do gás quente é maior no centro da galáxia MRK 1216 em comparação com os seus arredores, mostrando os efeitos do aquecimento recente pelo buraco negro. Além disso, a emissão de rádio é observada a partir do centro da galáxia, uma assinatura de jatos de buracos negros. Finalmente, a emissão de raios X da vizinhança do buraco negro é cerca de cem milhões de vezes menor do que o limite teórico de quão rápido um buraco negro pode crescer, chamado "limite de Eddington", onde a pressão externa da radiação é balanceada pela atração da gravidade para o interior. Este baixo nível de emissão de raios X é típico dos buracos negros que produzem jatos. Todos estes fatores fornecem fortes evidências de que as atividades geradas pelos buracos negros supermassivos nestas galáxias pepitas vermelhas está suprimindo a formação de novas estrelas.

Os buracos negros e o gás quente podem ter outra ligação. Os autores sugerem que grande parte da massa do buraco negro pode ter-se acumulado a partir do gás quente que envolve ambas as galáxias. Os buracos negros de MRK 1216 e PGC 032873 estão entre os mais massivos conhecidos, com massas estimadas em aproximadamente 5 bilhões de vezes a massa do Sol, com base em observações ópticas das velocidades das estrelas perto dos centros das galáxias. Além do mais, estima-se que a massa do buraco negro de MRK 1216 e possivelmente a do de PGC 032873 correspondam a uma baixa porcentagem das massas combinadas de todas as estrelas nas regiões centrais das galáxias, enquanto na maioria das galáxias, a proporção é cerca de dez vezes menor.

Além disso, o gás quente dentro e ao redor de PGC 032873 é cerca de dez vezes mais fraco do que o gás quente em torno de MRK 1216. Dado que ambas as galáxias parecem ter evoluído isoladamente ao longo dos últimos 13 bilhões de anos, esta diferença pode ter surgido no passado a partir de explosões mais ferozes do buraco negro de PGC 032873, que dissipou a maior parte do gás quente.

"Os dados do Chandra dizem-nos mais sobre como foi esta longa e solitária viagem através do tempo cósmico para estas galáxias," afirma Rebecca Canning da Universidade de Stanford. "Embora as galáxias não tenham interagido com outras, mostram muita agitação interna."

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista científica Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Decifrada a Pedra de Roseta dos núcleos galácticos ativos

Uma galáxia com pelo menos um buraco negro supermassivo ativo, denominada OJ 287, tem provocado muitas irritações e questões no passado.

© MPIA/Axel M. Quetz (ilustração da região central da galáxia ativa OJ 287 com um jato precessor)

A imagem acima mostra que a precessão pode ou ser provocada por um buraco negro binário ou por um disco de acreção desalinhado.

A radiação emitida por este objeto abrange uma ampla faixa, desde o rádio até às energias mais altas no regime TeV. A potencial periodicidade desta emissão óptica variável fez desta galáxia uma candidata a hospedar um buraco negro binário supermassivo no seu centro. O objeto foi assim rotulado como a "Pedra de Roseta" dos núcleos galácticos ativos, expressando a esperança de que pudesse ser um objeto prototípico e, uma vez decifrado, pudesse explicar as propriedades fundamentais dos buracos negros ativos em geral.

Agora, uma equipe internacional de astrônomos liderada por pesquisadores do Instituto Max Planck descobriu que o núcleo galáctico ativo de OJ 287 gera um jato ligeiramente precessor numa escala de tempo de aproximadamente 22 anos. A precessão observada do jato também poderá explicar a variabilidade na radiação da galáxia. Esta detecção resolve muitos enigmas de uma só vez e fornece uma chave para entender a variabilidade nos núcleos galácticos ativos.

Levamos muito tempo para decifrar os hieróglifos egípcios, as inscrições das pirâmides. Finalmente conseguimos com a ajuda da denominada Pedra de Roseta, encontrada em 1799. Esta estela foi inscrita com três versões do mesmo texto: uma em Egípcio Antigo usando hieróglifos, uma em escrita Demótica e a inferior em Grego Antigo. Percebendo que é o mesmo texto, os enigmáticos hieróglifos puderam ser decifrados e traduzidos com a ajuda da antiga língua grega. Esta descoberta abriu uma nova janela para entender a antiga cultura egípcia. Uma equipe de pesquisa decifrou agora o jato de uma galáxia que foi apelidada de Pedra de Roseta dos blazares. Os blazares são núcleos galácticos ativos onde um buraco negro supermassivo central está sendo alimentado.

A bem conhecida galáxia OJ 287, a uma distância de aproximadamente 3,5 bilhões de anos-luz, hospeda pelo menos um buraco negro supermassivo com a massa de milhões ou bilhões de sóis. O buraco negro supermassivo está ativo e produz um jato, uma corrente de plasma originária da região nuclear central na vizinhança do buraco negro. Este jato é observável no rádio. A galáxia é também um alvo na região do visível. As flutuações do brilho desta galáxia, no visível, são lendárias e têm sido observadas desde o final do século XIX, fornecendo uma das mais extensas curvas de luz da Astronomia.

No entanto, apesar de décadas de observações em rádio de muitas fontes de jatos e de muitos estudos sofisticados, os jatos permaneciam enigmáticos. Tradicionalmente, a origem das variações do brilho do jato, observadas no rádio, era atribuída ao mecanismo de alimentação do jato pelo sistema do buraco negro central. Por outro lado, as características móveis observadas nos jatos, chamadas nós, eram atribuídas a choques que viajam pelo jato. Os cientistas procuraram uma ligação entre os dois fenômenos, mas isso não podia ser feito de forma consistente até agora.

A equipe de pesquisa, liderada por Silke Britzen do Instituto Max Planck para Radioastronomia em Bonn, Alemanha, usou uma técnica de observação a fim de monitorar em detalhe o jato da OJ 287 perto do seu local de lançamento no buraco negro central. A técnica de radiointerferometria envolve radiotelescópios espalhados pelo globo com o objetivo de construir um monstruoso telescópio virtual com o diâmetro da Terra, capaz de observar detalhadamente os centros das galáxias e de observar jatos próximos do buraco negro central.

Considerando um grande conjunto de dados que abrangem um longo período de tempo, foi encontrado agora uma forte indicação de que ambos os fenômenos têm a mesma origem: ambos os tipos de observações podem ser explicados somente pelo movimento do jato. O jato, propriamente dito, está em precessão. Michal Zajacek, também do Instituto, responsável pela modelagem da precessão, afirma: "As variações de brilho resultam da precessão que induz uma variação do aumento Doppler quando o ângulo de visão do jato muda. Foi realmente surpreendente quando descobrimos que não só o jato tem precessão, como parece também seguir um movimento menor semelhante a uma nutação. O movimento combinado de precessão-nutação leva à variabilidade no rádio e também pode explicar algumas das erupções de luz."

Britzen e a sua equipe estão convencidos de que o cenário de precessão também pode explicar os 130 anos de erupções ópticas desta fonte mas, como sempre, são necessários mais dados e mais trabalho para uma confirmação final.

Permanece uma questão premente sobre a origem da precessão do jato. A precessão é um processo físico bem conhecido dos piões ou até da própria Terra. O eixo de rotação do nosso planeta não é estável, mas orbita no espaço com um período de 26.000 anos devido à influência gravitacional do Sol e da Lua. Para a precessão do jato na OJ 287, a equipe indicou dois cenários possíveis. "Ou temos um sistema com dois buracos negros supermassivos, com o disco que expele o jato forçado a oscilar devido aos efeitos de maré do buraco negro secundário, ou um único buraco negro que interage com um disco de acreção desalinhado," conclui Christian Fendt do Instituto Max Planck para Astronomia em Heidelberg.

De qualquer das maneiras, o jato da galáxia ativa OJ287 é um dos mais bem compreendidos até agora e certamente será usado para também decifrar outros jatos extragaláticos. Poderá até ajudar a desvendar ainda mais a atividade enigmática dos buracos negros supermassivos.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

O nômade interestelar ‘Oumuamua é um cometa?

‘Oumuamua, o primeiro objeto interestelar descoberto no Sistema Solar, está se afastando do Sol mais depressa do que o esperado.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do objeto interestelar ‘Oumuamua)

Este comportamento anômalo foi detectado por uma colaboração internacional astronômica que inclui o Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Chile. Os novos resultados sugerem que ‘Oumuamua é muito provavelmente um cometa interestelar e não um asteroide.

‘Oumuamua tem sido sujeito a um intenso escrutínio desde a sua descoberta em Outubro de 2017. O ganho medido em velocidade é pequeno e ‘Oumuamua ainda está desacelerando devido à atração do Sol, mas não tão rapidamente como o previsto pela mecânica celeste.

A equipe liderada por Marco Micheli, da Agência Espacial Europeia (ESA), explorou diversos cenários para explicar a velocidade mais elevada que este visitante interestelar peculiar apresenta. Pensa-se que o mais provável é que ‘Oumuamua esteja perdendo material da sua superfície devido ao aquecimento solar, algo conhecido por desgaseificação, e que seja este empurrão dado pelo material ejetado que dá origem ao impulso, pequeno mas constante, que faz com que o ‘Oumuamua esteja se afastando do Sistema Solar mais depressa do que o esperado; no dia 1 de Junho de 2018 o objeto deslocava-se a uma velocidade de aproximadamente 114.000 quilômetros por hora.

Tal desgaseificação é um comportamento típico dos cometas, contradizendo por isso a classificação anterior do ‘Oumuamua de asteroide interestelar. “Pensamos que este objeto se trata afinal de um estranho cometa minúsculo,” comenta Marco Micheli. “Através dos dados vemos que o seu empurrão extra está ficando mais fraco à medida que o objeto se afasta do Sol, o que é típico dos cometas.”

Normalmente, quando os cometas são aquecidos pelo Sol, ejetam poeira e gases que formam uma nuvem de material, a chamada coma, em sua volta, além de uma cauda bastante caraterística. No entanto, a equipe de pesquisadores não conseguiu detectar nenhuma evidência visual de desgaseificação.

“Não observamos nem poeira, nem coma e nem cauda, o que é incomum. Pensamos que ‘Oumuamua possa estar liberando grãos de poeira anormalmente irregulares e grandes,” explica Karen Meech, da Universidade do Hawai, EUA. Meech liderou a equipe que fez a descoberta inicial, na caraterização de ‘Oumuamua em 2017.

A equipe especulou que talvez os pequenos grãos de poeira que se encontram geralmente na superfície da maioria dos cometas tenham sido erodidos durante a viagem de ‘Oumuamua pelo espaço interestelar, restando apenas os grãos maiores. Apesar de uma nuvem composta por estas partículas maiores não ser suficientemente brilhante para poder ser detectada, a sua presença poderia explicar a variação inesperada na velocidade de ‘Oumuamua.

Além do mistério da desgaseificação hipotética de ‘Oumuamua, temos ainda o mistério da sua origem interestelar. O intuito destas novas observações era determinar com exatidão o seu trajeto, o que teria provavelmente permitido obter o percurso do objeto até ao seu sistema estelar progenitor. Os novos resultados significam, no entanto, que será muito mais difícil obter esta informação.

“A verdadeira natureza deste nômade interestelar enigmático poderá permanecer um mistério,” concluiu o membro da equipe Olivier Hainaut, astrônomo no ESO. “O recentemente descoberto aumento de velocidade de ‘Oumuamua torna mais difícil descobrir qual o caminho que o objeto tomou desde da sua estrela progenitora até nós.”

A equipe testou várias hipóteses para explicar a inesperada alteração da velocidade de ‘Oumuamua. Foi analisado se a pressão de radiação solar, o efeito Yarkovsky, ou se efeitos de atrito poderiam explicar as observações. Foi também verificado se o ganho em velocidade poderia ser causado por um evento de impulso, como por exemplo uma colisão, ou ainda se viria de ‘Oumuamua ser um objeto binário ou até um objeto magnetizado. A teoria improvável de ‘Oumuamua ser uma nave espacial interestelar foi também rejeitada: o fato da variação em velocidade ser suave e contínua, não típica de propulsores, e do objeto estar girando em torno de três eixos é contrário à hipótese de se tratar de um objeto artificial.

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: ESO

Captada as melhores evidências de um tipo de buraco negro raro

Os cientistas foram capazes de provar a existência de buracos negros pequenos e de buracos negros supermassivos, mas a existência de um tipo elusivo, conhecido como buraco negro de massa intermédia, é muito debatida.

© Hubble/Chandra (galáxia 6dFGS gJ215022.2-055059)

A imagem acima mostra a galáxia 6dFGS gJ215022.2-055059 (a grande mancha amarelo-esbranquiçada no centro da imagem) obtida pelo telescópio espacial Hubble, e de várias galáxias vizinhas, combinada com observações de raios X de um buraco negro nos arredores da galáxia (a pequena mancha roxa-esbranquiçada para baixo e para a esquerda) obtidas pelo observatório de raios X Chandra da NASA.

Uma nova pesquisa da Universidade de New Hampshire mostra a evidência mais forte, até à data, de que este buraco negro intermediário existe, captando um em ação por acaso, no ato de devorar uma estrela.

No estudo os pesquisadores usaram imagens de satélite para detectar pela primeira vez este sinal significativo de atividade. Encontraram uma enorme explosão de radiação, em vários comprimentos de onda, nos arredores de uma galáxia distante. O brilho do clarão diminuiu ao longo do tempo, exatamente como esperado para a perturbação/dilaceração de uma estrela por um buraco negro. Este dado fornece uma das poucas maneiras robustas de pesar ou determinar o tamanho do buraco negro.

Os pesquisadores usaram dados de um trio de telescópios de raios X em órbita, o observatório de raios X Chandra e o satélite Swift, ambos da NASA, e o XMM-Newton da ESA, para encontrar as erupções de radiação em vários comprimentos de onda que ajudaram a identificar os de outra forma incomuns buracos negros de massa intermediária.

A característica de uma erupção longa fornece evidências da destruição de uma estrela a que se dá o nome de evento de ruptura de maré. As forças de maré, devido à intensa gravidade do buraco negro, podem destruir uma estrela que passe demasiado perto. Durante um evento de ruptura de maré, alguns dos detritos estelares são lançados para fora a altas velocidades, enquanto o restante cai em direção ao buraco negro. À medida que viaja para dentro, e é ingerido pelo buraco negro, o material aquece até milhões de graus e forma um distinto clarão em raios X. Segundo os cientistas, estes tipos de erupções podem facilmente alcançar a luminosidade máxima e são uma das formas mais eficazes de detectar buracos negros de massa intermediária.

Devido à baixíssima taxa de ocorrência deste tipo de explosões estelares por um buraco negro de massa intermediária, os cientistas pensam que a sua descoberta significa que podem existir muitos buracos negros de massa intermediária num estado latente nas periferias das galáxias espalhadas pelo Universo local.

O estudo foi publicado na revista científica Nature Astronomy.

Fonte: University of New Hampshire

Encontrado material intergaláctico em falta

Depois de um jogo cósmico de esconde-esconde com quase vinte anos, astrônomos usando o observatório espacial XMM-Newton da ESA finalmente encontraram evidências de gás quente e difuso que permeia o cosmos, fechando uma lacuna intrigante no orçamento geral da matéria ordinária do Universo.

© Illustris Collaboration (simulação de uma teia cósmica interligando aglomerados de galáxias)

Embora a misteriosa matéria escura e a energia escura componham cerca de 25% e 70% do nosso cosmos, respetivamente, a matéria comum que constitui tudo o que vemos corresponde a apenas 5%, que são muito difíceis de rastrear.

A quantidade total de matéria comum, denominadas bárions, pode ser estimada a partir de observações da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, que é a luz mais antiga do Universo e que remonta a apenas 380 mil anos após o Big Bang.

As observações de galáxias muito distantes permitem que o acompanhamento da evolução desta matéria ao longo dos primeiros dois bilhões de anos do Universo. No entanto, depois disso, mais da metade parece desaparecer.

Os bárions desaparecidos representam um dos maiores mistérios da astrofísica moderna. Esta matéria existiu no início do Universo, mas não é observada mais no presente. Para onde foi?

A contagem da população de estrelas em galáxias espalhadas pelo Universo, mais o gás interestelar que permeia as galáxias, a matéria-prima para a formação de estrelas, só totaliza uns meros 10% de toda a matéria comum. Somando o gás quente e difuso nos halos que englobam as galáxias e o gás ainda mais quente que preenche os aglomerados de galáxias, as maiores estruturas cósmicas unidas pela gravidade, eleva o inventário para menos de 20%.

Isto não é surpreendente: as estrelas, as galáxias e os aglomerados de galáxias formam-se nos nós mais densos da teia cósmica, a distribuição filamentar da matéria escura e comum que se estende por todo o Universo. Embora estes locais sejam densos, também são raros, portanto não são os melhores locais para procurar a maioria da matéria cósmica.

Os astrônomos suspeitavam que os bárions desaparecidos deviam estar à espreita nos filamentos omnipresentes desta teia cósmica, onde a matéria é menos densa e, portanto, mais difícil de observar. Usando técnicas diferentes ao longo dos anos, conseguiram localizar uma boa parte deste material intergaláctico, principalmente nos seus componentes frios e quentes, elevando o orçamento total até uns respeitáveis 60%, mas deixando o mistério ainda sem solução.

Os bárions em falta são procurados há quase duas décadas, desde que os observatórios de raios X, como o XMM-Newton da ESA e o Chandra da NASA ficaram disponíveis à comunidade científica.

Observando nesta zona do espectro eletromagnético, é possível detectar o gás intergaláctico quente, com temperaturas de cerca de um milhão de graus ou mais, que bloqueia os raios X emitidos por fontes ainda mais distantes.

Para este projeto, os astrônomos usaram o XMM-Newton para observar um quasar, uma galáxia massiva com um buraco negro supermassivo no seu centro que está devorando ativamente matéria e brilhando intensamente em raios X e no rádio. Observaram este quasar, cuja luz leva mais de quatro bilhões de anos até chegar até nós, durante um total de 18 dias, divididos entre 2015 e 2017, na mais longa observação de raios X já realizada para uma fonte deste tipo.

Depois vasculharem os dados, os astrônomos conseguiram encontrar a assinatura do oxigênio no gás intergaláctico quente entre nós e o quasar distante, em dois locais diferentes ao longo da linha de visão.

Este resultado extraordinário é o começo de uma nova missão. São necessárias observações de diferentes fontes, espalhadas pelo céu, para confirmar se estas descobertas são realmente universais e para investigar mais profundamente o estado físico desta matéria há muito procurada.

Os pesquisadores  planejam estudar mais quasares com o XMM-Newton e com o Chandra nos próximos anos. No entanto, para explorar completamente a distribuição e as propriedades deste chamado meio intergaláctico morno-quente, serão necessários instrumentos mais sensíveis, como o Athena (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics) da ESA, com lançamento previsto para 2028.

Uma solução para o mistério do desaparecimento dos bárions foi publicada na revista Nature.

Fonte: University of Colorado

A teoria da relatividade geral de Einstein é testada fora da Via Láctea

Com o auxílio do instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, uma equipe liderada por Thomas Collett, da Universidade de Portsmouth no Reino Unido, calculou a massa da galáxia ESO 325-G004 ao medir o movimento das estrelas nesta galáxia elíptica próxima.

© Hubble (aglomerado de galáxias Abell S0740)

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble mostra uma coleção diversa de galáxias no aglomerado Abell S0740, situado a mais de 450 milhões de anos de distância na direção da constelação do Centauro. A galáxia elíptica gigante ESO 325-G004 encontra-se no centro deste aglomerado.

“Usamos dados obtidos pelo VLT para medir quão rapidamente as estrelas estavam se movendo na ESO 325-G004, o que nos permitiu inferir a quantidade de massa que deve existir na galáxia para manter estas estrelas em órbita,” explica Collett.

Por outro lado, a equipe conseguiu também medir outro aspecto da gravidade. Com o telescópio espacial Hubble, observou-se um anel de Einstein, um fenômeno que resulta da luz de uma galáxia distante estar sendo distorcida por ESO 325-G004. A observação deste anel permitiu aos astrônomos medir que quantidade de luz, e consequentemente espaço-tempo, está sendo distorcida pela enorme massa de ESO 325-G004.

A teoria da relatividade geral de Einstein prevê que os objetos deformem o espaço-tempo à sua volta, fazendo com que a luz que passa por ele seja desviada e dando origem a um fenômeno conhecido por lente gravitacional. Este efeito apenas se torna evidente para objetos muito massivos. São conhecidas algumas centenas de lentes gravitacionais fortes, mas muitas estão demasiado distantes para se medir com precisão as suas massas. No entanto, a galáxia ESO 325-G004 constitui uma das lentes mais próximas de nós, situada a apenas 450 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Hubble/VLT (galáxia ESO 325-G004)

“Com dados obtidos pelo MUSE determinamos a massa da galáxia situada em primeiro plano e com o Hubble medimos a quantidade de efeito de lente gravitacional observado. Em seguida comparamos estas duas maneiras de medir a força da gravidade, e o resultado foi exatamente o previsto pela relatividade geral, com uma incerteza de apenas 9%. Trata-se do teste da relatividade geral fora da Via Láctea mais preciso realizado até hoje. E usamos apenas uma galáxia!” disse Collett.

Em 1998 descobriu-se que o Universo está expandindo mais depressa atualmente do que o que acontecia no passado. Sabe-se desde 1928 que o Universo se encontra em expansão, mas em 1998 duas equipes de astrônomos mostraram que o Universo está expandindo mais depressa agora do que o que acontecia no passado. Esta descoberta surpreendente valeu o Prêmio Nobel da Física em 2011 e desde então tem tido enormes implicações na nossa compreensão do Universo.

Esta descoberta surpreendente pode ser explicada somente se o Universo for essencialmente composto um por componente exótico chamado energia escura. No entanto, esta interpretação apoia-se no fato da relatividade geral ser a teoria da gravidade correta a escalas cosmológicas. A relatividade geral foi testada com muita precisão nas escalas do Sistema Solar e alguns trabalhos observaram estrelas no centro da Via Láctea, mas até agora não tinha havido testes precisos para escalas astronômicas maiores. Testar o longo alcance das propriedades da gravidade é vital para validar o atual modelo cosmológico.

Esta descoberta pode ter implicações importantes para os modelos de gravidade alternativos à relatividade geral, que também foram evocados para explicar a expansão acelerada do Universo. Estas teorias alternativas prevêem que os efeitos da gravidade na curvatura do espaço-tempo são “dependentes da escala”, o que significa que a gravidade se comportaria de modo diferente a escalas astronômicas diferentes. Collett e a sua equipe descobriram que este não é muito provavelmente o caso, a menos que estas diferenças ocorram apenas a escalas maiores que 6.000 anos-luz.

“O Universo é um lugar espantoso, dando-nos acesso a estas lentes gravitacionais que podemos usar como laboratórios,” acrescenta o membro da equipe Bob Nichol da Universidade de Portsmouth. “É extremamente satisfatório usar os melhores telescópios do mundo para desafiar Einstein e descobrir que afinal ele tinha razão.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “A precise extragalactic test of General Relativity” de Collett et al., que será publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Pilares da Nebulosa da Águia em infravermelho

Estrelas recém-nascidas estão se formando na Nebulosa da Águia.

© Hubble/Lluís Romero (Nebulosa da Águia e Pilares da Criação)

Gravitacionalmente contraindo-se em pilares de gás e poeira densos, a intensa radiação destas estrelas brilhantes recém-formadas está fazendo com que o material circundante evapore. Esta imagem, tirada com o telescópio espacial Hubble em luz infravermelha próxima, permite ao espectador ver através de grande parte da poeira espessa que faz os pilares opacos na luz visível.

As estruturas gigantes têm anos-luz de comprimento e são apelidadas informalmente de Pilares da Criação. Associada ao aglomerado estelar aberto M16, a Nebulosa da Águia, fica a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra.

A Nebulosa da Águia é um alvo fácil para pequenos telescópios em uma parte rica em nebulosas do céu em direção à constelação Serpens Cauda.

Fonte: NASA

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