O sussurro de uma estrela moribunda

Uma equipe de pesquisadores do California Institute of Technology (Caltech) observou a morte peculiar de uma estrela massiva que explodiu como uma supernova surpreendentemente fraca e que rapidamente desvaneceu.

© SDSS/Caltech/Keck (supernova iPTF 14gqr)

Os três painéis representam momentos antes, durante e depois da tênue supernova iPTF 14gqr, visível no painel do meio, ter aparecido nas orlas de uma galáxia espiral situada a 920 milhões de anos-luz.

Estas observações sugerem que a estrela tem uma companheira invisível, desvinculando gravitacionalmente a massa da estrela para deixar para trás uma estrela "despida" que explodiu como uma rápida supernova. Pensa-se que a explosão tenha resultado numa estrela de nêutrons moribunda que orbita a sua companheira densa e compacta, sugerindo que, pela primeira vez, os cientistas testemunharam o nascimento de um sistema binário e compacto composto por estrelas de nêutrons.

Quando uma estrela massiva, com pelo menos oito vezes a massa do Sol, fica sem combustível para queimar no seu núcleo, o núcleo colapsa sobre si próprio e depois rebate para fora numa poderosa explosão chamada supernova. Depois da explosão, todas as camadas exteriores da estrela foram destruídas, deixando para trás uma densa estrela de nêutrons, mais ou menos do tamanho de uma cidade pequena, mas contendo mais massa do que o Sol. Uma colher de chá de uma estrela de nêutrons pesaria tanto quanto uma montanha.

Durante uma supernova, a estrela moribunda repele todo o material nas suas camadas exteriores. Normalmente, corresponde a algumas vezes a massa do Sol. No entanto, o evento observado pelos pesquisadores, denominado iPTF 14gqr, expeliu matéria com apenas 20% da massa do Sol.

Esta supernova é denominada de invólucro ultra-despojado e há muito que se previa a sua existência. Esta é a primeira vez que foi vista de forma convincente, evidenciando o colapso do núcleo de uma estrela massiva que está tão desprovida de matéria.

O fato da estrela sequer ter conseguido explodir implica que devia estar previamente envolvida por uma grande quantidade de material, ou o seu núcleo nunca se teria tornado massivo o suficiente para colapsar. Mas onde estava então a massa perdida?

Os cientistas inferiram que a massa deve ter sido capturada; a estrela deve ter algum tipo de companheira densa e compacta, ou uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, suficientemente perto para extrair gravitacionalmente a sua massa antes que explodisse. A estrela de nêutrons que ficou para trás deve então ter nascido em órbita daquela companheira densa. A observação de iPTF 14gqr foi na realidade a observação do nascimento de um sistema binário compacto composto por duas estrelas de nêutrons. Dado que esta nova estrela de nêutrons e a sua companheira estão tão perto uma da outra, eventualmente se fundirão numa colisão semelhante ao evento de 2017 que produziu tanto ondas gravitacionais como ondas eletromagnéticas.

Não só iPTF 14gqr é um evento notável como o fato de sequer ter sido observado foi fortuito, uma vez que estes fenômenos são raros e de curta duração. Foi somente através das observações das fases iniciais da supernova que os pesquisadores puderam deduzir as origens da explosão como uma estrela massiva.

O evento foi visto pela primeira vez no Observatório de Palomar como parte do iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), um levantamento noturno do céu que procura eventos cósmicos transitórios, ou de curta duração, como supernovas. Dado que o levantamento iPTF mantém um olhar tão atento no céu, iPTF 14gqr foi observado nas primeiras horas após a explosão. À medida que a Terra girava e o telescópio Palomar se movia para fora do campo de observação, os astrônomos de todo o mundo colaboraram para monitorar iPTF 14gqr, observando continuamente a sua evolução com uma série de telescópios que hoje formam a rede Global Relay of Observatories Watching Transients Happen (GROWTH) de observatórios, liderado pelo Caltech.

O Complexo Transiente Zwicky, o sucessor do iPTF no Observatório Palomar, está examinando o céu de forma ainda mais ampla e frequente na esperança de capturar mais destes eventos raros, que representam apenas 1% de todas as explosões observadas. Estes levantamentos, em parceria com redes de acompanhamento coordenado como o GROWTH, permitirá um entendimento melhor de como os sistemas binários evoluem a partir de estrelas binárias massivas.

A pesquisa foi descrita num artigo publicado na revista Science.

Fonte: California Institute of Technology

Núcleos galácticos ativos e formação estelar

A maioria das galáxias hospeda um buraco negro supermassivo (SMBH) em seu núcleo (um buraco negro supermassivo é aquele cuja massa excede um milhão de massas solares).

© Hubble (galáxia UGC 5101 contendo um núcleo galáctico ativo)

Um problema chave não resolvido na formação e evolução de galáxias é a função desses SMBHs na modelagem de suas galáxias. A maioria dos astrônomos concorda que deve haver uma forte conexão por causa das correlações observadas entre a massa de um SMBH e sua luminosidade, massa estelar e os movimentos estelares da galáxia. Essas correlações se aplicam tanto nas galáxias locais quanto nas épocas cósmicas anteriores. Mas, apesar do progresso no estudo dos SMBHs, como eles afetam seus hospedeiros ainda não são compreendidas. Em alguns cenários sugeridos, o SMBH suprime a formação de estrelas na galáxia, expulsando o material. Em outros, como no cenário de fusões, o efeito é o oposto: o SMBH aumenta a formação de estrelas ao ajudar a elevar o meio interestelar. Simulações computacionais foram realizadas para tentar resolver essas diferenças, e elas tendem a mostrar que o gás frio que flui a partir do meio intergaláctico pode alimentar tanto o crescimento da SMBH quanto da galáxia.

A formação de estrelas é um dos principais marcadores do crescimento de galáxias. Observações de galáxias possibilitam medir a formação de estrelas ao correlacionar a taxa de formação com a luminosidade intrínseca (a formação de estrelas aquece a poeira cuja emissão infravermelha pode dominar a luminosidade). No entanto, a emissão na região em torno de um buraco negro supermassivo que está ativamente acendendo, um núcleo galáctico ativo (AGN), pode ser facilmente confundido com a emissão da formação de estrelas. Os raios X ou a emissão de íons altamente excitados podem ser usados ​​para determinar as contribuições do AGN de ​​forma independente, mas essas medidas podem ser complicadas pela intervenção de extinção de poeira ou outros efeitos. Além disso, há evidências de que em galáxias pequenas ou menos luminosas, ou naquelas de épocas cósmicas anteriores, outros fatores, como abundância de elementos, influenciaram fortemente o desenvolvimento da galáxia.

Belinda Wilkes e Joanna Kuraszkiewicz, astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), examinaram 323 galáxias conhecidas por abrigarem AGNs de sua forte emissão de raios X (medida pelo telescópio XMM-Newton) e também por ter formação ativa de estrelas em andamento, conforme determinado por sua emissão no infravermelho distante (medida com o telescópio espacial Herschel). As galáxias estão todas a distâncias tais que a sua luz tem viajado entre dois e onze bilhões de anos. A análise estatística da amostra mostra que, em média, o AGN contribui com cerca de 20% para a luminosidade do infravermelho, embora às vezes possa ser >90%. Eles chegam às conclusões importantes de que não há evidência (pelo menos neste conjunto de objetos) para uma forte correlação entre os dois ou que o AGN extingue a formação estelar. Na verdade, parece que ambos crescem juntos.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A composição dos planetas

Pesquisadores da Universidade de Zurique analisaram a composição e estrutura de exoplanetas distantes usando ferramentas estatísticas.

© Arkadlusz Wargula (ilustração de exoplanetas e as suas atmosferas)

A sua análise indica se um planeta é parecido com a Terra, se é composto por rocha pura ou um mundo de água. Quanto maior o planeta, mais hidrogênio e hélio tem.

Será que existe uma segunda Terra no espaço? O nosso conhecimento de sistemas planetários distantes está evoluindo constantemente, à medida que surgem novas tecnologias que continuam aprimorando as nossas observações astronômicas. Até à data já foram descobertos mais de 3.700 planetas localizados além do nosso Sistema Solar. As massas e os raios dos planetas podem ser usados para inferir a sua densidade média, mas não a sua composição e estrutura química exatas. A intrigante questão sobre o aspeto destes planetas está, portanto, ainda em aberto.

"Teoricamente, podemos assumir várias composições, como um mundo de água pura, um mundo de rocha pura, planetas com atmosfera de hidrogênio-hélio e explorar quais os raios esperados," explica Michael Lozovsky, candidato a doutoramento no grupo do professor Ravit Helled do Instituto de Ciência Computacional da Universidade de Zurique.

Lozovksy e colaboradores usaram bases de dados e ferramentas estatísticas para caracterizar os exoplanetas e as suas atmosferas. Estes são bastante comuns e estão rodeados por uma camada volátil de hidrogênio e hélio. No entanto, os dados medidos anteriormente por via direta não permitem com que os cientistas determinem a estrutura exata, dado que diferentes composições podem levar à mesma massa e raio. Além da precisão dos dados relativos à massa e ao raio, a equipe também investigou a estrutura interna, a temperatura e a radiação refletida em 83 dos 3.700 exoplanetas conhecidos, para os quais as massas e raios estão bem determinados.

"Usamos uma análise estatística para definir limites em possíveis composições. Usando uma base de dados de exoplanetas detectados, descobrimos que cada estrutura planetária teórica tem um 'limite de raio', um raio planetário acima do qual não existem planetas desta composição," explica Lozovsky. A quantidade de elementos, na camada gasosa, mais pesados do que o hélio, a percentagem de hidrogênio e hélio, bem como a distribuição de elementos na atmosfera, são fatores importantes na determinação do limite de raio.

Os pesquisadores do Instituto de Ciência Computacional descobriram que os planetas com um raio até 1,4 vezes o da Terra (6.371 quilômetros) podem ter uma composição semelhante à da Terra. Os planetas com raios acima deste limite têm uma maior proporção de silicatos ou outros materiais leves. A maioria dos planetas com um raio acima de 1,6 raios terrestres deve ter uma camada gasosa de hidrogênio-hélio ou água além do seu núcleo rochoso, enquanto aqueles com mais de 2,6 raios terrestres não podem ser mundos oceânicos e, portanto, devem estar rodeados por uma atmosfera. Espera-se que os planetas com raios superiores a 4 raios terrestres sejam muito gasosos e tenham, pelo menos, de 10% de hidrogênio e hélio, parecidos a Urano e Netuno.

As descobertas deste estudo fornecem novas informações sobre o desenvolvimento e diversidade destes planetas. Um limite particularmente interessante diz respeito à diferença entre grandes planetas terrestres, também conhecidos como super-Terras, pequenos planetas gasosos, também referidos como mini-Netunos. Segundo os cientistas, este limite situa-se num raio de três vezes o da Terra. Abaixo deste limite, é possível encontrar planetas semelhantes à Terra na vasta extensão da Galáxia.

Um artigo foi publicado esta semana no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Zurich

Arqueologia galáctica

Uma equipe internacional de pesquisadores descobriu uma estrela com uma baixíssima metalicidade, uma das mais antigas da Via Láctea e, por essa razão, uma excelente mensageira do Universo primitivo.

© IAC (a estrela Pristine foi formada a partir do material expelido pelas primeiras supernovas)

A estrela Pristine 221.8781+9.7844 é uma das estrelas mais antigas da Via Láctea. Nós sabemos isto graças à sua atmosfera. Logo após o Big Bang, o Universo estava repleto de hidrogênio e hélio, tinha muito pouco lítio e não existiam elementos mais pesados porque estes são sintetizados no interior das estrelas.

"Dado que a atmosfera da estrela que analisamos é muito pobre em metais, podemos dizer com confiança que este é um dos objetos mais antigos da Via Láctea e, claro, muito mais antigo do que o Sol. Esta estrela vai ajudar-nos a entender melhor algumas características da origem da Via Láctea e de como as primeiras estrelas se formaram," disse David Aguado, do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC).

Para chegar a esta conclusão, foram realizados estudos detalhados com o espectrógrafo ISIS acoplado ao telescópio William Herschel e com o espectrógrafo IDS acoplado ao telescópio Isaac Newton, ambos pertencentes ao Isaac Newton Group of Telescopes (ING) situado no observatório Roque de los Muchachos (Garafía, La Palma).

"Os dados espectroscópicos com resolução intermediária obtidos com o telescópio Isaac Newton e com o telescópio William Herschel permitiram-nos mostrar o baixo teor de carbono, que normalmente é muito abundante neste tipo de estrelas," explica Carlos Allende, professor do IAC e um dos pesquisadores deste projeto.

O estudo destas estrelas muito antigas, que foram catalogadas e analisadas no levantamento Pristine, liderado pelo Instituto Leibniz de Astrofísica (Potsdam, Alemanha) e pela Universidade de Estrasburgo (França), ajuda-nos a aprender mais sobre o estado do Universo nos seus primeiros tempos, logo após o Big Bang. Para realizar as primeiras detecções destas estrelas, que são sobreviventes dos primeiros estágios do Universo, e têm atmosferas pristinas, a equipe usou um filtro especial de cores acoplado ao telescópio do Canadá-França-Havaí no topo do Mauna Kea (Havaí).

Neste estudo foi utilizada espectroscopia de alta resolução obtida com o espectrógrafo UVES no telescópio VLT (Paranal, ESO). "Os dados espectroscópicos de alta resolução do UVES e do VLT permitiram-nos medir a abundância de lítio na atmosfera desta estrela, o que nos dá informações adicionais sobre a origem da Universo," realça Jonay González, pesquisador do IAC e colaborador do projeto Pristine.

um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Nova simulação traz evidências sobre buracos negros supermassivos

Um novo modelo está aproximando os cientistas da compreensão dos tipos de sinais de luz produzidos quando dois buracos negros supermassivos, que têm milhões a bilhões de vezes a massa do Sol, espiralam em direção a uma colisão.

© Goddard Space Flight Center (animação gira 360 graus ao redor de simulação estagnada)

Pela primeira vez, uma nova simulação de computador que incorpora completamente os efeitos físicos da teoria da relatividade geral de Einstein mostra que o gás em tais sistemas irá brilhar predominantemente no ultravioleta e em raios X.

Por norma, cada galáxia com o tamanho da Via Láctea ou maior contém um monstruoso buraco negro no seu centro. As observações mostram que as fusões de galáxias ocorrem com frequência no Universo mas, até agora, ninguém viu uma fusão destes gigantescos buracos negros.

"Sabemos que as galáxias com buracos negros supermassivos centrais se fundem regularmente no Universo, mas só vemos uma pequena fração de galáxias com dois perto dos seus centros," comenta Scott Noble, astrofísico do Goddard Space Flight Center da NASA. "Os pares que vemos não emitem sinais fortes de ondas gravitacionais porque estão muito longe um do outro. O nosso objetivo é identificar, apenas com a luz, pares ainda mais íntimos dos quais os sinais de ondas gravitacionais podem ser detectados no futuro."

Os cientistas detectaram a fusão de buracos negros de massa estelar, que variam entre cerca de 3 a várias dúzias de massas solares, usando o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). As ondas gravitacionais são ondulações no espaço-tempo que viajam à velocidade da luz. São criadas quando objetos massivos em órbita, como buracos negros e estrelas de nêutrons, espiralam na direção um do outro e se fundem.

As fusões supermassivas serão muito mais difíceis de encontrar do que os seus homólogos de massa estelar. Uma razão pela qual os observatórios terrestres não podem detectar ondas gravitacionais destes eventos é porque a própria Terra é demasiado barulhenta, tremendo com vibrações sísmicas e mudanças gravitacionais decorrentes de perturbações atmosféricas. Os detectores têm que estar no espaço, como a missão LISA (Laser Interferometer Space Antenna) da ESA, com lançamento planejado para a década de 2030. Os observatórios que monitoram conjuntos de estrelas superdensas e de rápida rotação, chamadas pulsares, podem detectar ondas gravitacionais de fusões monstruosas. Como faróis, os pulsares emitem feixes regulares de luz que passam pela nossa perspetiva da Terra enquanto giram. As ondas gravitacionais podem provocar pequenas mudanças no tempo destas emissões, mas até agora os estudos não produziram qualquer detecção.

Mas os binários supermassivos perto da colisão podem ter algo que os binários de massa estelar não têm, ou seja, um ambiente rico em gás. É possível que a explosão de supernova que produz um buraco negro estelar também afugenta a maior parte do gás circundante. O buraco negro consome o pouco que resta tão rapidamente que não sobra muito para brilhar quando a fusão acontece.

Por outro lado, os buracos negros supermassivos resultam de fusões de galáxias. Cada buraco negro supermassivo traz com ele uma comitiva nuvens de gás e poeira, estrelas e planetas. Os cientistas pensam que uma colisão galáctica impulsiona grande parte deste material na direção dos buracos negros centrais, que o consomem numa escala de tempo semelhante à necessária para a fusão do binário. À medida que os buracos negros se aproximam, as forças magnéticas e gravitacionais aquecem o gás restante, produzindo luz que podem ser observadas.

"A modelagem destes eventos requer ferramentas computacionais sofisticadas que incluem todos os efeitos físicos produzidos por dois buracos negros supermassivos que se orbitam um ao outro a uma fração da velocidade da luz. Saber quais os sinais de luz que podemos esperar, destes eventos, vai ajudar à identificação em observações modernas. A modelagem e as observações serão então alimentadas umas às outras, ajudando-nos a melhor compreender o que acontece nos corações da maioria das galáxias," disse Manuela Campanelli, diretora do Center for Computational Relativity and Gravitation at the Rochester Institute of Technology, em New York.

A nova simulação mostra três órbitas de um par de buracos negros supermassivos a apenas 40 órbitas da fusão. Os modelos revelam que a luz emitida neste estágio do processo de fusão pode ser dominada pela radiação ultravioleta com alguns raios X altamente energéticos, semelhante ao que é visto em qualquer galáxia com um buraco negro supermassivo bem alimentado.

Três regiões de gás emissor de luz brilham à medida que os buracos negros se fundem, todas ligadas por correntes de gás quente: um grande anel que rodeia todo o sistema, chamado disco circumbinário, e dois menores ao redor de cada buraco negro, chamados minidiscos. Todos estes objetos emitem predominantemente raios ultravioletas. Quando o gás flui para um minidisco a uma alta velocidade, a luz ultravioleta do disco interage com a coroa do buraco negro, uma região de partículas subatômicas altamente energéticas acima e abaixo do disco. Esta interação produz raios X. Quando a taxa de acreção é mais baixa, a radiação ultravioleta diminui em relação aos raios X.

Com base na simulação, os pesquisadores esperam que os raios X emitidos por uma fusão próxima sejam mais brilhantes e mais variáveis do que os raios X vistos em buracos negros supermassivos individuais. O ritmo das mudanças está ligado à velocidade orbital do gás, localizado na fronteira interior do disco circumbinário, bem como à velocidade orbital dos buracos negros em fusão.

"A maneira como ambos os buracos negros refletem luz dá origem a efeitos complexos de lente," realça Stéphane d'Ascoli, estudante de doutoramento na Écola Normale Supérieure em Paris. "Algumas características exóticas foram uma surpresa, como as sombras em forma de sobrancelha que um buraco negro cria ocasionalmente perto do horizonte do outro."

A simulação correu no supercomputador Blue Waters do National Center for Supercomputing Applications da Universidade do Illinois. A modelagem das três órbitas do sistema levou 46 dias em 9.600 núcleos de computação.

A simulação original estimou as temperaturas do gás. A equipe pretende refinar o seu código para modelar como os parâmetros variáveis do sistema, como por exemplo a temperatura, distância, massa total e taxa de acreção, afetam a luz emitida. Estão interessados em ver o que acontece com o gás que viaja entre os dois buracos negros, além de modelar períodos de tempo mais longos.

"Nós precisamos de encontrar sinais na luz de buracos negros supermassivos binários distintos o suficiente para que os astrônomos possam encontrar estes sistemas raros por entre a multidão de buracos negros supermassivos," comenta Julian Krolik, astrofísico da Universidade Johns Hopkins, EUA. "Se pudermos fazer isso, podemos descobrir a fusão de buracos negros supermassivos antes que sejam vistos por um observatório de ondas gravitacionais espacial."

O artigo que descreve a análise da nova simulação foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Através da ampulheta

Este objeto é possivelmente o mais antigo do seu tipo já catalogado: um resto em forma de ampulheta chamado CK Vulpeculae.

© ALMA (CK Vulpeculae)

Embora se pensasse inicialmente ser uma nova, a classificação correta deste objeto cósmico de forma incomum tem-se revelado um desafio ao longo dos anos. Um número de explicações possíveis para a sua origem foram já consideradas e descartadas, pensando-se atualmente que seja o resultado da colisão de duas estrelas, apesar de ainda se debater que tipo de estrelas seriam.

CK Vulpeculae está localizado a 2.000 anos-luz de distãnica da Terra e foi observado pela primeira vez em 20 de Junho de 1670 pelo monge e astrônomo francês Frei Dom Anthelme. Quando apareceu pela primeira vez no céu era facilmente visível a olho nu; nos dois anos seguintes foi variando em brilho desaparecendo e aparecendo mais duas vezes, antes de finalmente desaparecer de vista para sempre.

Durante o século XX, os astrônomos compreenderam que a maioria das novas podia ser explicada pelo comportamento explosivo e interação de duas estrelas próximas, pertencentes a um sistema binário. As estruturas que vemos em torno de CK Vulpeculae não parecem ajustar muito bem este modelo, o que surpreendeu os astrônomos durante muitos anos.

A parte central do resto foi agora estudado com muito detalhe com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Esta imagem mostra a melhor imagem deste objeto já obtida traçando a poeira cósmica e emissão no meio e em torno de CK Vulpeculae, revelando assim a sua estrutura intrincada. CK Vulpeculae abriga um disco de poeira distorcido no seu centro e jatos de gás que indicam que existirá algum tipo de sistema central que “empurra” o material para o exterior. Estas novas observações são as primeiras que explicam este sistema, sugerindo uma solução para um mistério de 348 anos.

Fonte: ESO

Anéis sobre anéis

Esta imagem do telescópio espacial Hubble revela uma galáxia espiral denominada Messier 95 (também conhecida como M95 ou NGC 3351).

© Hubble (M95)

A M95 está localizada a cerca de 35 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Leão, essa galáxia foi descoberta pelo astrônomo Pierre Méchain em 1781 e catalogada pelo astrônomo francês Charles Messier apenas quatro dias depois. Messier era primordialmente um caçador de cometas e muitas vezes ficava frustrado por objetos no céu que pareciam cometas, mas que acabaram não sendo. Para ajudar outros astrônomos a evitar confundir com esses objetos no futuro, ele criou seu famoso catálogo de objetos Messier.

Definitivamente não é um cometa, a M95 é na verdade uma galáxia espiral barrada. A galáxia tem uma barra cortando seu centro, cercada por um anel interno que atualmente forma novas estrelas. A Via Láctea também é uma espiral barrada.

Além de sediar esse berçário estelar, a M95 é um conhecido palco das dramáticas e explosivas etapas finais da vida de estrelas massivas: as supernovas. Em março de 2016, uma supernova espetacular chamada SN 2012aw foi observada nas regiões externas de um dos braços espirais da M95. Uma vez que a luz da supernova desapareceu, os astrônomos foram capazes de comparar as observações da região antes e depois da explosão para descobrir qual estrela havia "desaparecido". Nesse caso, a estrela era uma supergigante vermelha especialmente enorme, até 26 vezes mais massiva que o Sol.

Fonte: ESA

As primeiras evidências de possível lua para lá do nosso Sistema Solar

Usando os telescópios espaciais da NASA, Hubble e Kepler, os astrônomos descobriram evidências tentadoras do que poderá ser a primeira descoberta de uma lua em órbita de um exoplaneta.

© NASA/ESA/L. Hustak (ilustração de exoplaneta com sua exolua)

Este candidato a lua, que está a 8.000 anos-luz da Terra na direção da constelação de Cisne, orbita um gigante gasoso que, por sua vez, orbita uma estrela chamada Kepler-1625. Os pesquisadores alertam que a hipótese de lua é experimental e tem que ser confirmada pelas observações de acompanhamento do Hubble.

Dado que as luas localizadas além do nosso Sistema Solar, conhecidas como exoluas, não podem ser fotografadas diretamente, a sua presença é inferida quando passam em frente de uma estrela, diminuindo momentaneamente a sua luz. Tal evento é chamado de trânsito, e tem sido usado para detectar muitos dos exoplanetas catalogados até à data.

No entanto, as exoluas são mais difíceis de serem detectadas do que os exoplanetas porque são menores do que o seu planeta companheiro, de modo que o seu sinal de trânsito é mais fraco quando representado numa curva de luz que mede a duração do cruzamento do planeta e a quantidade de escurecimento momentâneo. As exoluas também mudam de posição a cada trânsito porque orbitam em torno do planeta.

Na procura por exoluas, Alex Teachey e David Kipping, astrônomos da Universidade de Columbia em New York, analisaram dados de 284 planetas descobertos pelo Kepler que estão em órbitas comparativamente largas, maiores do que 30 dias, ao redor da sua estrela hospedeira. Os pesquisadores descobriram uma instância, no planeta Kepler-1625b, de uma assinatura de trânsito com anomalias intrigantes, sugerindo a presença de uma lua.

Com base nas suas descobertas, a equipe passou 40 horas fazendo observações com o Hubble a fim de estudar o planeta intensivamente, também usando o método de trânsito, obtendo dados mais precisos sobre as quedas de luz. Os cientistas monitoraram o planeta antes e depois do seu trânsito de 19 horas pela face da estrela. Depois do trânsito terminar, o Hubble detectou uma segunda diminuição, muito menor, no brilho estelar, aproximadamente 3,5 horas depois. Esta pequena diminuição é consistente com uma lua gravitacionalmente ligada ao planeta. Infelizmente, as observações agendadas do Hubble terminaram antes que o trânsito completo da lua candidata pudesse ser medido e a sua existência confirmada.

Em adição a esta queda na luz, o Hubble forneceu evidências de apoio à hipótese de exolua, descobrindo que o trânsito exoplanetário ocorreu mais de uma hora antes do previsto. Isto é consistente com um planeta e lua em órbita de um centro comum de gravidade, que faria com que o planeta oscilasse da sua posição prevista, da mesma forma que a Terra oscila quando a nossa Lua a orbita.

Foi observado que a oscilação planetária pode ser provocada pela atração gravitacional de um segundo planeta hipotético no sistema, em vez de uma lua.

Os cientistas relatam que a lua candidata é incomumente grande, potencialmente comparável a Netuno. No nosso Sistema Solar não existem luas tão grandes. A confirmação poderá fornecer mais informações sobre o desenvolvimento de sistemas planetários e pode fazer com que seja necessário revisar teorias sobre como as luas se formam em torno dos planetas.

Estima-se que o candidato a lua tenha apenas 1,5% da massa do planeta que acompanha, e estima-se que o planeta tenha várias vezes a massa de Júpiter. Esta relação de massa é semelhante àquela entre a Terra e a Lua. No caso do sistema Terra-Lua e do sistema Plutão-Caronte, pensa-se que as luas sejam criadas a partir de detritos remanescentes após colisões planetárias entre corpos rochosos. No entanto, Kepler-1625b e o seu possível satélite são gasosos e não rochosos, pelo que a lua pode ter-se formado através de um processo diferente.

Os cientistas observam que, caso seja realmente uma lua, tanto o objeto como o planeta hospedeiro estão situados dentro da zona habitável da sua estrela, onde as temperaturas amenas permitem a existência de água líquida em qualquer superfície planetária sólida. No entanto, ambos os corpos são considerados gasosos e, portanto, inadequados para a vida como a conhecemos.

No geral, as pesquisas futuras por exoluas terão como alvos planetas do tamanho de Júpiter que estão mais distantes da sua estrela do que a Terra está do Sol. Os planetas candidatos ideais que hospedem luas estão em órbitas amplas, com tempos de trânsito longos e pouco frequentes.

Atualmente, existem apenas alguns destes planetas na base de dados do Kepler. Caso as observações futuras confirmem a existência da lua de Kepler-1625b, o telescópio espacial James Webb da NASA poderá ser usado para encontrar luas candidatas em torno de outros planetas, em muito mais detalhe do que o Kepler.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Columbia University

Descoberto novo objeto extremamente distante

Scott Shepard (Carnegie Institution for Science) e colegas Chad Trujillo (Universidade do Norte do Arizona) e David Tholen (Universidade do Havaí) estão uma vez mais redefinindo a orla do nosso Sistema Solar.

© Roberto Candanosa/Scott Sheppard (ilustração de um distante Planeta X)

Descobriram um novo objeto extremamente distante, bem para lá de Plutão, com uma órbita que suporta a presença de uma super-Terra ou Planeta X ainda mais distante.

O objeto recém-descoberto, denominado 2015 TG387, foi anunciado na passada terça-feira pelo Centro de Planetas Menores da União Astronômica Internacional.

O 2015 TG387 foi descoberto a cerca de 80 UA (1 UA é ou unidade astronômica é a distância média Terra-Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros). Para contexto, Plutão encontra-se de momento a mais ou menos 34 UA, de modo que 2015 TG287 está duas vezes e meia mais longe do Sol do que Plutão está agora.

O novo objeto está numa órbita muito alongada e nunca se aproxima mais do Sol, no ponto denominado periélio, do que aproximadamente 65 UA. Só 2012 VP113 e Sedna, a 80 e 76 UA, respetivamente, têm periélios mais distantes do que 2015 TG387. Embora o 2015 TG387 tenha o terceiro periélio mais distante conhecido, o seu semieixo maior é maior do que o de 2012 VP113 e Sedna, o que significa que viaja para muito mais longe do Sol do que estes dois astros. No seu ponto orbital mais distante (afélio), alcança as 2.300 UA. O 2015 TG387 é um dos poucos objetos conhecidos que nunca chega perto o suficiente dos planetas gigantes, como Netuno e Júpiter, para ter interações gravitacionais significativas com eles.

"Estes denominados objetos da Nuvem de Oort interior, como 2015 TG387, 2012 VP113 e Sedna, estão isolados da maioria da massa conhecida do Sistema Solar, o que os torna imensamente interessantes," explicou Sheppard. "Podem ser usados como sondas para entender o que está acontecendo no limite do nosso Sistema Solar."

O objeto com a distância periélica mais distante, 2012 VP113, foi também descoberto por Sheppard e Trujillo, que anunciaram o achado em 2014. A descoberta de 2012 VP113 levou Sheppard e Trujillo a notar semelhanças nas órbitas de vários objetos extremamente distantes do Sistema Solar e propuseram a presença de um planeta desconhecido com várias vezes o tamanho da Terra - por vezes chamado Planeta X ou Planeta Nove - em órbita do Sol bem para lá de Plutão, a centenas de UA.

"Nós pensamos que podem existir milhares de corpos pequenos como 2015 TG387 nos limites do Sistema Solar, mas a sua distância torna-os muito difíceis de encontrar," afirma Tholen. "Atualmente, só detectamos o 2015 TG387 quando está perto da sua maior aproximação ao Sol. Para cerca de 99% da sua órbita de 40.000 anos, é demasiado tênue para ser observado."

O objeto foi descoberto como parte da busca contínua da equipe por planetas anões desconhecidos e pelo Planeta Nove. É o maior e o mais profundo levantamento já realizado para objetos distantes do Sistema Solar.

"Estes objetos distantes são como migalhas de pão, levando-nos ao Planeta X. Quantos mais encontrarmos, melhor podemos entender o Sistema Solar exterior e o possível planeta que pensamos estar moldando as suas órbitas, uma descoberta que redefiniria o nosso conhecimento sobre a evolução do Sistema Solar," comenta Sheppard.

Foram necessários alguns anos de observações para que a equipe obtivesse uma órbita para o 2015 TG387, dado que se move tão lentamente e tem um período orbital tão longo. Observaram o 2015 TG387 pela primeira vez em outubro de 2015 com o telescópio japonês Subaru de 8 metros, localizado no topo do Mauna Kea, Havaí. Foram obtidas observações de acompanhamento com o telescópio Magalhães no Observatório Las Campanas, no Chile, e com o telescópio do Discovery Channel no estado norte-americano do Arizona em 2015, 2016, 2017 e 2018 para determinar a órbita de 2015 TG387.

O 2015 TG387 está provavelmente na variedade menor da categoria de planeta anão, dado que o seu diâmetro não excede os 300 quilômetros. A posição de 2015 TG387 no céu, onde atinge o periélio, é parecida com a de 2012 VP113, Sedna e da maioria dos outros objetos transnetunianos conhecidos e extremamente distantes, sugerindo que algo os está empurrando para tipos semelhantes de órbitas.

Trujillo e Nathan Kaib, da Universidade de Oklahoma, correram simulações de computador sobre como diferentes órbitas hipotéticas do Planeta Nove afetariam a órbita de 2015 TG387. As simulações incluíram uma super-Terra a várias centenas de UA numa órbita alongada como proposto por Konstantin Batygin do Caltech e Michael Brown em 2016. A maioria das simulações mostrou que não só a órbita de 2015 TG387 era estável para a idade do Sistema Solar, como na verdade era "pastoreada" pela gravidade do Planeta X, que mantém o 2015 TG387 longe do enorme planeta. Este pastoreio gravitacional pode explicar por que os objetos mais distantes do nosso Sistema Solar têm órbitas parecidas. Estas órbitas impedem com que se aproximem demasiado do planeta proposto, o que é semelhante a como Plutão nunca chega muito perto de Netuno, apesar das suas órbitas se cruzarem.

"O que torna este resultado realmente interessante é que o Planeta X parece afetar o 2015 TG387 da mesma forma que todos os outros objetos extremamente distantes do Sistema Solar. Estas simulações não provam a existência de outro planeta massivo no nosso Sistema Solar, mas são mais uma evidência de que algo grande pode andar por lá," conclui Trujillo.

O artigo com os detalhes da descoberta foi submetido à revista The Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Institution for Science

Jatos imprevisíveis de estrela de nêutrons

De acordo com um novo estudo, os astrônomos detectaram jatos de rádio pertencentes a uma estrela de nêutrons com um forte campo magnético, algo não previsto pela teoria atual.

© U. de Amesterdã/ICRAR (ilustração de estrela de nêutrons com forte campo magnético)

A equipe, liderada por pesquisadores da Universidade de Amesterdã, observou o objeto conhecido como Swift J0243.6+6124 usando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) no estado norte-americano do Novo México e o telescópio espacial Swift da NASA.

As estrelas de nêutrons são cadáveres estelares. Elas são formadas quando uma estrela massiva fica sem combustível e explode como supernova, as partes centrais da estrela desmoronando sob a sua própria gravidade. Este colapso faz com que o campo magnético da estrela aumente em força para vários trilhões de vezes o do nosso Sol, que gradualmente enfraquece novamente ao longo de centenas de milhares de anos.

"As estrelas de nêutrons e os buracos negros são às vezes encontrados em órbita de uma estrela ‘companheira’ nas proximidades. O gás da estrela companheira alimenta a estrela de nêutrons ou buraco negro e produz ostentações espetaculares quando parte do material é expelido em jatos poderosos que viajam perto da velocidade da luz," disse o estudante de doutoramento Jakob van den Eijnden, da Universidade de Amesterdã.

Os astrônomos sabem da existência dos jatos há décadas mas, até agora, só tinham observado jatos provenientes de estrelas de nêutrons com campos magnéticos muito mais fracos. O pensamento prevalecente era que um campo magnético suficientemente forte impedia que o material se aproximasse o suficiente de uma estrela de nêutrons para formar jatos.

"Os buracos negros eram considerados os reis indiscutíveis do lançamento de jatos poderosos, mesmo quando alimentados apenas por uma pequena quantidade de material da sua estrela companheira," comenta Van den Eijnden.

"Os jatos fracos pertencentes a estrelas de nêutrons só ficam brilhantes o suficiente para serem observados quando a estrela consome gás da sua companheira a uma taxa muito alta.

"O campo magnético da estrela de nêutrons que estudamos é aproximadamente 10 trilhões de vezes mais forte do que o do nosso próprio Sol, de modo que pela primeira vez, observamos um jato oriundo de uma estrela de nêutrons com um campo magnético muito forte. A descoberta revela toda uma nova classe de fontes produtoras de jatos para estudar," realça Van den Eijnden.

Os astrônomos espalhados pelo mundo estudam jatos para melhor entender as suas origens e quanta energia liberam para o espaço.

"Os jatos desempenham um papel realmente importante na devolução de grandes quantidades de energia gravitacional extraída pelas estrelas de nêutrons e buracos negros de volta para o ambiente ao redor," comenta o professor James Miller-Jones, do núcleo do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) na Universidade Curtin.

"Encontrar jatos de uma estrela de nêutrons com um campo magnético forte vai contra o que esperavamos, e mostra que há muito que ainda não sabemos sobre a formação dos jatos."

O novo estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Um Universo resplandescente

Observações profundas realizadas pelo espectrógrafo MUSE montado no Very Large Telescope  (VLT) do ESO revelaram enormes reservatórios cósmicos de hidrogênio atômico em torno de galáxias distantes.

© Hubble/ESO/Lutz Wisotzki (reservatórios de hidrogênio atômico em torno de galáxias distantes)

A extrema sensibilidade do MUSE permitiu a observação direta de nuvens tênues de hidrogênio brilhantes que emitem radiação de Lyman-alfa no Universo primordial, que foi  observada em quase toda a região do Hubble Ultra Deep Field (HUDF), mostrando assim que quase todo o céu noturno brilha de forma invisível.

Os astrônomos há muito estão acostumados com o fato de que o céu é completamente diferente conforme os diferentes comprimentos de onda em que é observado, no entanto a extensão da emissão Lyman-alfa observada é mesmo assim surpreendente. “Descobrir que todo o céu brilha quando observamos a emissão de Lyman-alfa emitida por nuvens de hidrogênio distantes foi realmente uma surpresa extraordinária,” diz Kasper Borello Schmidt, um membro da equipe de astrônomos responsável pela descoberta.

A região do HUDF que a equipe observou é uma área do céu bastante normal situada na constelação da Fornalha, que se tornou famosa quando foi mapeada pelo telescópio espacial Hubble em 2004. O telescópio utilizou mais de 270 horas de precioso tempo de observação para explorar esta região do espaço, de modo mais profundo do que o que tinha sido feito até então.

As observações do HUDF revelaram milhares de galáxias espalhadas por toda uma região escura do céu, dando-nos assim uma visão da escala do Universo. Agora, as capacidades extraordinárias do MUSE permitiram observações ainda mais profundas. A detecção de emissão de Lyman-alfa no HUDF constitui-se na primeira vez que os astrônomos conseguiram ver esta tênue radiação emitida por envelopes gasosos das galáxias mais primordiais. Esta imagem composta mostra a radiação de Lyman-alfa em azul, sobreposta à icônica imagem do HUDF.

O instrumento MUSE, usado para fazer estas observações, é um espectrógrafo de campo integral de vanguarda instalado no telescópio principal nº 4 do VLT, no Observatório do Paranal do ESO. Quando observa o céu, o MUSE vê a distribuição de comprimentos de onda da radiação em cada pixel do seu detector. Observar o espectro total da radiação emitida por objetos astronômicos fornece-nos pistas importantes sobre os processos astrofísicos que ocorrem no Universo.

A radiação de Lyman-alfa que o MUSE observou tem origem nas transições atômicas eletrônicas em átomos de hidrogênio que emitem radiação com um comprimento de onda de cerca de 122 nanômetros. Como tal, esta radiação é completamente absorvida pela atmosfera terrestre. Apenas a emissão de Lyman-alfa desviada para o vermelho emitida por galáxias extremamente distantes possui um comprimento de onda suficientemente longo para passar pela atmosfera da Terra e ser detectada pelos telescópios do ESO colocados no solo.

A equipe internacional de astrônomos que fez estas observações tentou identificar os processos que fazem com que estas nuvens de hidrogênio distantes emitam em Lyman-alfa, no entanto a causa precisa permanece um mistério. Apesar disso, como se pensa que este tênue brilho seja onipresente no céu noturno, espera-se que investigação futura possa descobrir a sua origem.

Oa astrônomos querem descobrir no futuro como é que estes vastos reservatórios cósmicos de hidrogênio atômico se encontram distribuídos no espaço.

“Da próxima vez que olhar para o céu noturno sem Lua e ver as estrelas, imagine o brilho invisível do hidrogênio, os primeiros blocos constituintes do Universo, iluminando todo o céu noturno,” disse Themiya Nanayakkara, também membro da equipe.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “Nearly 100% of the sky is covered by Lyman-α emission around high redshift galaxies”, o qual foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Quatro vizinhas recém-descobertas da Via Láctea

As galáxias anãs ultra fracas são as menores,  constituindo os sistemas estelares menos enriquecidos quimicamente no Universo e são alvos importantes para a compreensão da matéria escura e da formação de galáxias.

© Mutlu-Pakdil (galáxia anã Phoenix II)

Elas compreendem em número a maioria das galáxias no Universo. E não menos importante, as galáxias anãs ao redor da Via Láctea fornecem informações empíricas cruciais para a verificação de cenários de formação de nossa própria galáxia. Atualmente, existem cerca de sessenta galáxias anãs associadas à Via Láctea e a menos de um milhão de anos-luz; a galáxia de Andrômeda, nossa grande galáxia espiral vizinha, está a dois milhões e meio de anos-luz de distância.

Muitas novas galáxias satélites da Via Láctea foram descobertas nos últimos anos, mas algumas foram postas em dúvida por campanhas de imagem mais sensíveis e a maioria tem apenas propriedades deficientemente compreendidas. O astrônomo Nelson Caldwell, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), era membro de uma equipe que usava o telescópio Magellan Clay e o instrumento Megacam para obter imagens de quatro galáxias anãs próximas sondando quase dezesseis vezes mais tênues do que as medições anteriores. As imagens revelam novas estrelas e outros objetos, incluindo estruturas estendidas, e permitiram que os astrônomos revisassem os principais parâmetros destas galáxias.

Uma das galáxias anãs, Sagitário II, com uma massa de gás de apenas 1.300 massas solares, é incomum, pois é pequena em tamanho, mesmo para uma galáxia anã e pode ser considerada como o aglomerado globular mais extenso de estrelas para seu brilho. Outra, Retículo II, é a galáxia anã mais alongada conhecida (quase oito vezes mais longa do que larga). Uma terceira, Tucana III, parece estar associada a um fluxo de material que flui para a Via Láctea. A quarta galáxia anã é a Phoenix II.

Os novos resultados sensíveis foram incapazes de medir qualquer gás em qualquer um dos objetos, mas estabeleceram novos limites e ajudarão os astrônomos a fazer um recenseamento mais completo da família de galáxias da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Matéria é deslocada por buraco negro a 30% da velocidade da luz

Depois de cair no horizonte de eventos, nada pode escapar de um buraco negro.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do fluxo de material em direção a um buraco negro)

Enquanto as profundezas dos buracos negros podem permanecer para sempre um mistério, os astrônomos podem observar as regiões ao redor deles. Uma equipe de pesquisadores relatou, pela primeira vez, avistar um aglomerado de matéria caindo diretamente em um buraco negro distante em quase um terço da velocidade da luz.

As observações, oriundas do observatório de raios X XMM-Newton da ESA, são do buraco negro supermassivo de 40 milhões de massas solares no centro da galáxia PG211+143, a cerca de um bilhão de anos-luz de distância da Terra. A PG211+143 é uma galáxia Seyfert, o que significa que ela abriga um buraco negro brilhante que alimenta ativamente seu centro, puxando gás e poeira de seus arredores. Ao dispersar pelo comprimento de onda a luz de raios X recebida deste material, os pesquisadores liderados por Ken Pounds, da Universidade de Leicester, registraram um volume de matéria caindo no buraco negro a 30% da velocidade da luz, cerca de 90.000 quilômetros por segundo.

Curiosamente, o gás inflado não mostrava rotação, não se movia da mesma forma que o disco de acreção maior que brilhava ao redor do buraco negro, quando sua distância inicial era apenas 20 vezes o tamanho do buraco negro.

A tradicional "imagem" de um buraco negro tem um objeto compacto e massivo no centro, cercado por um disco de gás quente. Isso decorre do fato de que, como os buracos negros são tão pequenos em comparação com a massa que eles mantêm, a matéria não pode simplesmente penetrar no buraco negro de uma só vez; em vez disso, forma um disco rodopiante, como água fluindo pelo ralo, e eventualmente aproxima-se do buraco negro para cair em seu interior. Como matéria se move do disco externo em direção ao horizonte de eventos, ele perde energia potencial gravitacional, que é convertida em radiação que pode ser observada.

Nesta imagem tradicional, as órbitas de material dentro do disco de acreção são consideradas alinhadas com o spin do próprio buraco negro, formando um único disco. Esta observação, na qual a matéria mostrou pouca rotação, é intrigante, pelo menos até a introdução de modelos de computador recentes também desenvolvidos na Universidade de Leicester e operados usando a instalação de supercomputadores DiRAC do Reino Unido.

A teoria e os modelos consideram o fato de que a matéria pode cair em direção a um buraco negro de qualquer direção. Talvez, em vez de apenas um disco, vários discos de acreção desalinhados possam se formar como matéria em fluxos. A matéria pode "rasgar" estes discos, formando anéis de material que, se colidirem, cancelam sua rotação, permitindo que o material flua diretamente no buraco negro, exatamente como os astrônomos observaram.

Tal processo, denominada "acreção caótica", pode ocorrer provavelmente em objetos como os buracos negros supermassivos nos centros de galáxias, que podem acumular enormes quantidades de matéria, particularmente no início de suas vidas ou após interações próximas com outras galáxias. A acreção caótica poderia, ao longo do tempo, retardar o giro de um buraco negro supermassivo, o que permitiria que o buraco negro engolisse a matéria com mais facilidade, crescesse rapidamente e brilhasse intensamente; tais características são observadas nestes objetos no início do Universo.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Astronomy

Seguindo 'Oumuamua até ao seu local de origem

Uma equipe de astrônomos rastreou o objeto interestelar 'Oumuamua até várias possíveis estrelas hospedeiras.

© NASA/ESA/ESO/M. Kornmesser (ilustração do objeto interestelar 'Oumuamua)

O objeto foi descoberto no final de 2017, a primeira vez que os astrônomos foram capazes de observar um objeto astronômico de outro sistema estelar que visitou o nosso próprio Sistema Solar.

Bailer-Jones e colegas usaram dados do satélite de astrometria da ESA, Gaia, para encontrar quatro estrelas plausíveis onde 'Oumuamua pode ter começado a sua longa jornada, há mais de um milhão de anos atrás.

A descoberta do objeto interestelar agora conhecido como 'Oumuamua, em outubro de 2017, foi uma novidade: pela primeira vez, foi possível observar um objeto interestelar visitando o nosso Sistema Solar. Infelizmente, o visitante só foi avistado quando já estava de saída, mas os astrônomos ainda assim foram capazes de usar telescópios espaciais e terrestres para medir o movimento do objeto.

Agora, um grupo de astrônomos liderado por Coryn Bailer-Jones do Instituto Max Planck para Astronomia conseguiu retroceder o movimento de 'Oumuamua e identificar quatro estrelas candidatadas onde o objeto interestelar pode ter tido origem. Estudos anteriores já tinham tentado reconstruções parecidas da origem de 'Oumuamua, mas não haviam proposto candidatos plausíveis.

Estes estudos anteriores não continham um ingrediente crucial: em junho de 2018, um grupo liderado pelo astrônomo Marco Micheli, da ESA, mostrou que a órbita de 'Oumuamua dentro do Sistema Solar não era a de um objeto em queda livre, isto é, um objeto que se movia exclusivamente sob a influência da gravidade. Em vez disso, havia alguma aceleração adicional quando o objeto estava perto do Sol. A explicação provável que é 'Oumuamua tinha alguma aparência com um cometa costituído de gelo que, quando suficientemente aquecido pela luz solar, produz gás que, por sua vez, acelera o objeto de origem como um motor extremamente fraco de um foguete. Apesar de fraca, a liberação de gás não era visível em imagens como as dos cometas quando perto do Sol, é grande demais para ser ignorada quando traçando a órbita.

O novo estudo por Bailer-Jones e colegas tem em conta o modo como a órbita de 'Oumuamua mudou quando o objeto passou perto do Sol, fornecendo uma estimativa precisa da direção original do objeto, bem como da velocidade com que entrou no nosso Sistema Solar.

Isto pode resolver o problema de como 'Oumuamua entrou no Sistema Solar, mas e as estrelas que encontrou pelo caminho, e a sua gravidade combinada que teria influenciado a trajetória do objeto?

Para esta parte da reconstrução, Bailer-Jones usou um tesouro de dados que a missão Gaia da ESA divulgou no passado mês de abril, o DR2 (Data Release 2). Como líder de um dos grupos encarregados de preparar os dados do Gaia para uso pela comunidade científica, Bailer-Jones está muito familiarizado com este conjunto específico de dados. Em particular, DR2 inclui informações precisas sobre as posições, movimento no céu e paralaxe (como medida de distância) para 1,3 bilhões de estrelas. Para sete milhões delas, também temos informações sobre a velocidade radial, isto é, o seu movimento na nossa direção ou na direção oposta. Usando a base de dados astronômica Simbad, os astrônomos incluíram mais 220.000 estrelas no seu estudo, para o qual a velocidade radial está apenas disponível na base de dados Simbad.

Em seguida, ao observar um percurso aproximado: um cenário simplificado no qual tanto 'Oumuamua como todas as estrelas se movem em linhas retas, a velocidades constantes. A partir deste cenário, selecionaram cerca de 4.500 estrelas que eram candidatos promissores para um encontro mais próximo com 'Oumuamua. Então surgiu o próximo passo: traçar os movimentos anteriores destes candidatos e, para 'Oumuamua, usar uma versão suavizada da influência gravitacional de toda a matéria na nossa Galáxia.

Vários estudos já haviam sugerido que 'Oumuamua tinha sido expulso do sistema planetário da sua estrela progenitora durante a fase de formação planetária, onde existem muitos objetos de tamanho pequeno (planetesimais), os quais interagem com planetas gigantes no sistema. O lar do objeto tem provavelmente duas características fundamentais: o rastreamento da órbita de 'Oumuamua leva-nos diretamente ou, pelo menos, muito próximo da estrela de origem. Em adição, a velocidade relativa de 'Oumuamua e da sua estrela hospedeira devem ser, provavelmente e comparativamente, lentas; os objetos normalmente não são ejetados dos seus sistemas natais a grandes velocidades.

Bailer-Jones e colegas descobriram quatro estrelas que são possíveis candidatas a estrela hospedeira de 'Oumuamua. Todas as quatro são estrelas anãs. A que passou mais perto de 'Oumuamua, pelo menos há um milhão de anos, é a estrela anã avermelhada HIP 3757. Passou a cerca de 1,96 anos-luz. Dadas as incertezas não explicadas nesta reconstrução, este valor é suficientemente próximo para que 'Oumuamua tenha tido origem neste sistema planetário (caso a estrela tenha um). No entanto, a velocidade relativa comparativamente grande (cerca de 25 km/s) torna-a menos provável como lar de 'Oumuamua.

A próxima candidata, HD 292249, é parecida com o nosso Sol, estava um pouco mais afastada da trajetória do objeto há 3,8 milhões de anos, mas com uma velocidade relativa menor de 10 km/s. As duas candidatas adicionais encontraram 'Oumuamua há 1,1 e 6,3 milhões de anos, respetivamente, com velocidades e distâncias intermediárias. Estas estrelas já foram catalogadas anteriormente por outros levantamentos, mas pouco se sabe sobre elas.

A fim de expelir 'Oumuamua às velocidades observadas, o sistema natal precisaria de apresentar um planeta gigante adequado que pudesse atirar 'Oumuamua para as profundezas do espaço. Até agora, não foram detectados planetas em torno destas estrelas, mas considerando que nenhuma delas foi examinada intimamente em busca de planetas, isso poderá mudar no futuro.

O estudo também está limitado pelo número de velocidades radiais incluídas no segundo lançamento de dados do Gaia. O terceiro lançamento de dados, previsto para 2021, deverá fornecer este tipo de dados para uma amostra estelar dez vezes maior, o que poderá levar à identificação de candidatas adicionais. A procura pelo sistema original de 'Oumuamua continua. O estudo aqui divulgado apresenta candidatos interessantes, mas ainda não rastreamos o visitante interestelar até à sua casa.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Descoberta surpreendente de uma supernova de 14 anos

As supernovas são vastas explosões que marcam a destruição de estrelas nos estágios finais de sua evolução, sendo um dos fenômenos mais brilhantes do nosso Universo.

© Hubble (NGC 1892)

A história das observações de supernovas é longa: a primeira supernova registrada foi vista na China em 185 dC! Como as supernovas são escassas (talvez 1–3 por século na Via Láctea) e seus estágios mais brilhantes são de curta duração (com duração de apenas alguns meses), apenas um punhado de supernovas foram vistas a olho nu através das eras. A invenção do telescópio, no entanto, mudou isso: à medida que a tecnologia melhorava, os astrônomos puderam observar supernovas brilhantes em galáxias além da Via Láctea.

Hoje, cerca de 50.000 supernovas foram observadas. O campo foi vastamente expandido por recentes pesquisas sobre o céu que metodicamente buscavam transientes. Não obstante, intrépidos astrônomos individuais ainda contribuem para essa cena, como evidenciado pela recente descoberta do astrônomo amador brasileiro Jorge Stockler de Moraes. Em janeiro de 2017, ele fotografou a distante galáxia NGC 1892 usando um telescópio de 12 polegadas de diâmetro. Quando mais tarde comparou sua imagem a uma imagem de arquivo de 2004 da mesma galáxia, tirada como parte do Carnegie-Irvine Galaxy Survey (CGS), ele descobriu uma diferença distinta entre as duas fotos: uma fonte brilhante estava presente na imagem de 2004, que não era visível em sua foto recente.

Stockler de Moraes contatou em seguida o astrônomo James Guillochon (Harvard Center for Astrophysics), que primeiro eliminou possíveis explicações alternativas para a fonte, como planetas menores em nosso Sistema Solar que poderiam ter coincidido com a NGC 1892 na época. Guillochon então trabalhou com uma equipe de colaboradores para explorar outras imagens da galáxia e conduzir imagens de acompanhamento, bem como analisar o transiente na imagem da CGS.

Verificou-se que a CGS2004A com marcação transitória estava ausente em todas as imagens adicionais que os autores exploraram, tanto nos anos anteriores como posteriores à observação da CGS. A análise fotométrica de Guillochon e colaboradores do transiente e nosso conhecimento da natureza da NGC 1892, uma galáxia massiva de formação estelar, sugerem ainda que este transiente provavelmente foi uma supernova do Tipo IIP, causada quando o núcleo de uma estrela massiva (talvez 8 a 50 massas solares) de repente entra em colapso.

Com base na análise dos autores, parece que Stockler de Moraes descobriu por acaso uma explosão estelar que passou despercebida 14 anos atrás. Descobertas como estas nos ajudam a continuar expandindo nossa compreensão de como as estrelas evoluem em todo o Universo.

Fonte: Sky & Telescope