Os elementos pesados da Terra nasceram em explosões de supernova

O ouro das nossas joias é de outro mundo.

© NASA (ilustração de um colapsar)

Numa descoberta que pode derrubar a nossa compreensão de onde os elementos pesados da Terra surgiram, como ouro e platina, uma nova pesquisa efetuada pelo físico Daniel Siegel, da Universidade de Guelph, sugere que a maior parte destes materiais foram expelidos por um tipo de explosão estelar largamente negligenciada, bem longe no espaço e no tempo.

Cerca de 80% dos elementos pesados do Universo formaram-se provavelmente em colapsares, uma forma rara de explosão de supernova, mas rica em elementos pesados, após o colapso de estrelas massivas e velhas tipicamente 30 vezes mais massivas do que o nosso Sol.

Esta descoberta anula a ideia generalizada de que estes elementos vêm principalmente de colisões entre estrelas de nêutrons ou entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro.

Usando supercomputadores, os cientistas simularam a dinâmica dos colapsares, ou estrelas antigas cuja gravidade faz com que implodam e formem buracos negros.

No seu modelo, os colapsares massivos e com rápida rotação ejetam elementos pesados, cujas quantidades e distribuição são surpreendentemente semelhantes ao que observamos no nosso Sistema Solar.

A maioria dos elementos encontrados na natureza foram produzidos em reações nucleares em estrelas e, finalmente, expelidos por enormes explosões estelares.

Os elementos pesados encontrados na Terra e em outras partes do Universo, de explosões remotas, variam de ouro a platina, de urânio a plutônio usados em reatores nucleares, até elementos químicos mais exóticos como o neodímio, encontrado em produtos eletrônicos.

Até agora, os cientistas pensavam que estes elementos eram produzidos principalmente em colisões estelares envolvendo estrelas de nêutrons ou buracos negros, como numa colisão entre duas estrelas de nêutrons observada por detectores terrestres em 2017.

Ironicamente, os pesquisadores começaram trabalhar para entender a física desta fusão antes das suas simulações apontarem para os colapsares como uma incubadora de elementos pesados. "A nossa investigação sobre estrelas de nêutrons levou-nos a pensar que o nascimento de buracos negros, num tipo muito diferente de explosão estelar, podia produzir ainda mais ouro do que as fusões entre estrelas de nêutrons," disse Siegel.

O que aos colapsares falta em frequência, compensa no fabrico de elementos pesados, realçou Siegel. Os colapsares também produzem emissões intensas de raios gama.

A equipe espera agora ver o seu modelo teórico validado por observações. Os instrumentos infravermelhos como os do telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021, devem ser capazes de detectar a radiação indicadora de elementos pesados de um colapsar numa galáxia distante.

Os astrônomos também podem detectar evidências de colapsares observando as quantidades e a distribuição de elementos pesados em outras estrelas da nossa Via Láctea, fornecendo pistas da sua formação.

Este ano assinala-se o 150.º aniversário da criação da tabela periódica dos elementos químicos de Dmitri Mendeleev. Desde então, os cientistas acrescentaram muitos outros elementos à tabela periódica, um marco dos livros escolares e científicos de todo o mundo.

Referindo-se ao químico russo, Siegel disse: "Conhecemos muitos outros elementos químicos que ele não conhecia. O que é fascinante e surpreendente é que, após 150 anos estudando os blocos fundamentais da natureza, ainda não entendemos bem como o Universo produz uma grande parte dos elementos da tabela periódica."

Esta pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: University of Guelph

Descobertos "quasares frios"

Durante a 234.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em St. Louis, Allison Kirkpatrick, professora assistente de física e astronomia da Universidade do Kansas, anunciou a sua descoberta de "quasares frios", galáxias com abundância de gás frio que ainda podem produzir novas estrelas apesar de terem um quasar no centro.

© Michelle Vigeant (quasar energértico que limpou o centro da sua galáxia)

A descoberta revolucionária subverte suposições sobre a maturação de galáxias e pode representar uma fase do ciclo de vida de todas as galáxias, desconhecida até agora.

Um quasar, ou "fonte de rádio quase estelar", é essencialmente um buraco negro supermassivo em esteroides. O gás que cai em direção a um quasar no centro de uma galáxia forma um "disco de acreção", que pode lançar uma quantidade incompreensível de energia eletromagnética, muitas vezes com uma luminosidade centenas de vezes maior do que uma galáxia típica. Normalmente, a formação de um quasar é semelhante à aposentação galáctica e há muito que se pensa assinalar o fim da capacidade de uma galáxia em produzir novas estrelas.

Todo o gás que está sendo acretado pelo buraco negro é aquecido e emite raios X. O comprimento de onda da luz que é liberado corresponde ao quão quente algo é. Por exemplo, nós humanos emitimos radiação infravermelha. Mas algo que emite raios X é um dos objetos mais quentes do Universo. Este gás começa a acumular-se no buraco negro e a mover-se com velocidades relativistas; também temos um campo magnético em torno deste gás, que pode ficar torcido.

Da mesma forma que temos proeminências solares, também temos jatos de material que passam por estas linhas do campo magnético e são atirados para longe do buraco negro. Estes jatos essencialmente sufocam o reservatório de gás da galáxia, de modo que mais nenhum gás pode cair sobre a galáxia e formar novas estrelas. Quando uma galáxia deixa de produzir estrelas, torna-se uma galáxia morta e passiva.

Mas, no levantamento de Kirkpatrick, cerca de 10% das galáxias que hospedam buracos negros supermassivos em acreção tinham um reservatório de gás frio remanescente depois de entrar nesta fase e ainda criavam novas estrelas.

A astrofísica Kirkpatrick suspeitou que os "quasares frios" da sua pesquisa representavam um breve período ainda por reconhecer das fases finais da vida de uma galáxia.

Foi identificado pela primeira vez os objetos de interesse numa área do SDSS (Sloan Digital Sky Survey), o mapa digital mais detalhado do Universo atualmente disponível. Numa área denominada "Stripe 82," Kirkpatrick e colegas conseguiram identificar visualmente os quasares.

Esta área foi explorada em raiosX com o telescópio XMM-Newton. Os raios X são a principal assinatura dos buracos negros em crescimento. Seguidamente, os astrônomos recorreram ao telescópio espacial Herschel, um telescópio infravermelho que pode detectar gás e poeira na galáxia hospedeira.

A pesquisadora disse que as suas descobertas dão aos cientistas uma nova compreensão e detalhes de como a extinção de formação estelar nas galáxias ocorre e que anulam vários pressupostos sobre os quasares.

Os quasares passam por uma fase muito encoberta onde a poeira cerca o buraco negro supermassivo. Esta fase é chamada de quasar vermelho.

O quasar quando expele o seu próprio gás, expele também o gás hospedeiro. Mas parece que com estes objetos, não é este o caso. Estes expelem a sua própria poeira, de modo que os vemos como um objeto azul, mas ainda não dissiparam toda a poeira e gás das galáxias hospedeiras. Esta é uma fase de transição, cerca de 10 milhões de anos.

Fonte: University of Kansas

Mantendo o buraco negro da Via Láctea relativamente calmo

Existem buracos negros supermassivos no centro da maioria das galáxias, e a nossa Via Láctea não é exceção.

© NASA (linhas de fluxo mostrando os campos magnéticos)

Mas muitas outras galáxias têm buracos negros altamente ativos, o que significa que está caindo neles muito material, emitindo radiação altamente energética neste processo de abastecimento. O buraco negro central da Via Láctea, por outro lado, está relativamente calmo. Novas observações do SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA estão ajudando os cientistas a compreender as diferenças entre buracos negros ativos e silenciosos.

Estes resultados fornecem informações sem precedentes sobre o forte campo magnético no centro da Via Láctea. Os cientistas usaram o mais novo instrumento do SOFIA, o HAWC+, para realizar estas medições.

Os campos magnéticos influenciam os percursos de partículas carregadas e têm efeitos significativos sobre os movimentos e a evolução da matéria em todo o Universo. Mas os campos magnéticos não podem ser visualizados diretamente, portanto o seu papel não é bem compreendido. O instrumento HAWC+ detecta luz infravermelha distante e polarizada, invisível aos olhos humanos, emitida por grãos de poeira. Estes grãos alinham-se perpendicularmente aos campos magnéticos. A partir dos resultados do SOFIA, é possível mapear a forma e inferir a força do campo magnético, ajudando a visualizar esta força fundamental da natureza.

Observações anteriores do SOFIA tinham mostrado o anel inclinado de gás e poeira em órbita do buraco negro da Via Láctea, de nome Sagitário A* (Sgr A*). Mas os novos dados do HAWC+ fornecem uma visão única do campo magnético nesta área, que parece traçar a história da região ao longo dos últimos 100.000 anos.

A gravidade do buraco negro domina a dinâmica do centro da Via Láctea, mas o papel do campo magnético tem sido um mistério. As novas observações com o HAWC+ revelam que o campo magnético é forte o suficiente para restringir os movimentos turbulentos do gás. Se o campo magnético canalizar o gás para que entre no próprio buraco negro, o buraco negro torna-se ativo porque consome muito gás. No entanto, se o campo magnético canalizar o gás para que entre em órbita ao redor do buraco negro, então o buraco negro ficará quieto porque não está ingerindo nenhum gás que, de outra forma, acabaria por formar novas estrelas.

Os pesquisadores combinaram imagens no infravermelho médio e longínquo das câmaras do SOFIA com novas linhas de fluxo que visualizam a direção do campo magnético. A estrutura azul em forma de Y (ver figura) é material quente que cai em direção ao buraco negro, localizado próximo do ponto onde os dois braços da figura em forma de Y se interseptam. Colocando a estrutura do campo magnético sobre a imagem revela que o campo magnético segue a forma da estrutura empoeirada. Cada dos braços azuis tem o seu próprio componente de campo que é totalmente distinto do resto do anel, visto em rosa. Mas também existem lugares onde o campo se distancia das principais estruturas de poeira, como nas extremidades superior e inferior do anel.

As novas observações do SOFIA com o HAWC+ ajudam a determinar como o material no ambiente extremo de um buraco negro supermassivo interage com ele, abordando uma antiga questão de porque é que o buraco negro central da Via Láctea é relativamente tênue, enquanto os de outras galáxias são tão brilhantes.

Os detalhes destas observações do campo magnético, pelo SOFIA, foram apresentados na reunião da Sociedade Astronômica Americana e serão submetidos à revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Universities Space Research Association

Pistas espectrais de intrigante paradoxo de um exoplaneta

O CI Tau b é um exoplaneta paradoxal, mas uma nova analise de sua massa, brilho e monóxido de carbono na sua atmosfera está propiciando respostas sobre como um planeta tão grande pode ter-se formado em torno de uma estrela com apenas 2 milhões de anos.

© NASA/T. Pyle (ilustração de vários planetas gigantes gasosos em órbita de uma jovem estrela)

Num encontro da Sociedade Astronômica Americana que decorreu na passada segunda-feira em St. Louis, EUA, os astrônomos Christopher Johns-Krull da Universidade Rice e Lisa Prato do Observatório Lowell apresentaram descobertas de uma análise espectroscópica no infravermelho próximo, ao longo de quatro anos, do exoplaneta gigante CI Tau b, um "Júpiter quente", numa órbita íntima de nove dias em torno da sua estrela hospedeira, situada a cerca de 450 anos-luz da Terra na direção da constelação de Touro.

Durante décadas, a maioria dos astrônomos acreditava que planetas gigantes como Júpiter e Saturno formavam-se longe das suas estrelas ao longo de períodos de 10 milhões de anos ou mais. Mas a descoberta de dúzias de "Júpiteres quentes" levou a novos modelos teóricos que descrevem como estes planetas se podem formar.

Johns-Krull disse que a idade de CI Tau b fez dele o candidato perfeito para observação com o IGRINS (Immersion Grating Infrared Spectrograph), o instrumento único de alta resolução usado durante observações de CI Tau b com o telescópio Harlan J. Smith de 2,7 metros do Observatório McDonald e com o telescópio do Discovery Channel de 4,3 metros do Observatório Lowell.

Dado que cada elemento atômico e molécula numa estrela emite luz de um conjunto único de comprimentos de onda, os astrônomos podem procurar assinaturas específicas, ou linhas espectrais, para ver se um elemento está presente numa estrela ou em planetas distantes. As linhas espectrais também podem revelar a temperatura, a densidade de uma estrela e a velocidade em que está se deslocando.

Os astrônomos usaram as linhas espectrais do monóxido de carbono para distinguir entre a luz emitida pelo planeta e a luz emitida pela estrela próxima. O brilho de uma estrela ou planeta depende do tamanho e da temperatura.

A análise das linhas espectrais do monóxido de carbono mostraram que CI Tau b tem uma massa de 11,6 Júpiteres e é aproximadamente 134 vezes mais tênue do que a sua estrela progenitora. Isto fornece fortes evidências de que se formou através de um "início quente", um modelo teórico que descreve como as instabilidades gravitacionais podem formar planetas gigantes mais depressa do que os modelos tradicionais.

O IGRINS, que foi desenhado por Daniel Jaffe da Universidade do Texas em Austin, usa uma grade de difração com base no silício para melhorar tanto a resolução quanto o número de bandas espectrais no infravermelho próximo que podem ser observadas em objetos distantes como CI Tau b e como a sua estrela hospedeira. O IGRINS foi transferido do Observatório McDonald para o Observatório Lowell durante o estudo.

Um artigo será publicado na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Rice University

Ventos poderosos produzidos por um buraco negro supermassivo

Os buracos negros supermassivos nos centros de muitas galáxias parecem ter uma influência básica nas suas evoluções.

© ESA (ventos de um buraco negro varrem o gás das galáxias)

Isto acontece durante uma fase em que o buraco negro está consumindo o material da galáxia em que reside a uma grande velocidade, crescendo em massa ao fazê-lo. Durante esta fase, dizemos que a galáxia tem um núcleo ativo (AGN, “active galactic nucleus”).

O efeito que esta atividade tem sobre a galáxia hospedeira é conhecido como feedback AGN e uma das suas propriedades são os ventos galácticos: este é o gás do centro da galáxia que é expelido pela energia liberada pelo núcleo ativo. Estes ventos podem atingir velocidades de até milhares de quilômetros por segundo e nos AGNs mais energéticos, por exemplo, nos quasares, podem limpar os centros das galáxias impedindo a formação de novas estrelas. Mostrou-se que a evolução da formação estelar ao longo de escalas de tempo cosmológicas não pode ser explicada sem a existência de um mecanismo regulador.

Para estudar estes ventos em quasares utilizou-se o espectrógrafo infravermelho EMIR acoplado ao GTC (Gran Telescopio Canarias). O EMIR é um instrumento completamente desenvolvido no Instituto de Astrofísica das Canárias, construído para estudar os objetos mais frios e mais distantes do Universo, analisando a luz infravermelha. Desde junho de 2016 que está instalado no GTC, depois de passar por uma fase exaustiva de testes no IAC em La Laguna.

O quasar obscurecido estudado, denominado J1509+0434, está no Universo local e é um análogo dos quasares mais distantes e muito mais numerosos onde o feedback AGN deve estar afetando seriamente a formação de novas estrelas.

"O EMIR permitiu-nos estudar os ventos do gás ionizado e molecular deste quasar usando o espectro infravermelho. Esta análise é muito importante porque nem sempre mostra propriedades semelhantes, o que nos diz muito sobre como estes ventos são produzidos e como afetam as suas galáxias hospedeiras," explica Ramos Almeida. O estudo deste e de outros quasares locais permitirá entender o que estava acontecendo nas galáxias quando eram mais jovens e quando estavam formando as suas estruturas que vemos hoje.

Com base nos novos dados obtidos com o EMIR, foi descoberto que o vento ionizado é mais rápido do que o vento molecular, atingindo velocidades de até 1.200 km/s. No entanto, o vento molecular esvaziando os reservatórios de gás da galáxia em até 176 massas solares por ano, seria o motivo principal? "Novas observações com o ALMA vão permitir confirmar esta estimativa," explicou José Acosta Pulido, pesquisador do IAC.

O próximo passo é observar uma amostra completa de quasares próximos obscurecidos com o EMIR para estudar os seus ventos ionizados e moleculares. Os cientistas também querem analisar as populações estelares das suas galáxias hospedeiras. Isto permitirá confirmar diretamente o feedback AGN na evolução das galáxias.

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

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Missão espacial TESS descobre cinco estrelas raras

Uma equipe internacional, liderada pela pesquisadora do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) Margarida Cunha, recorreu a técnicas asterossísmicas para procurar oscilações num subgrupo de cinco mil estrelas, entre as 32 mil observadas através do satélite TESS da NASA, e descobriu cinco raras estrelas roAp.

© U. Uppsala/Oleg Kochukhov (distribuição de elementos químicos numa estrela Ap)

As estrelas peculiares de oscilação rápida, ou estrelas roAp, são objetos estelares raros. Constituem um subgrupo das estrelas peculiares magnéticas (estrelas Ap), estas últimas caracterizadas por manchas químicas onde a abundância de terras-raras, em particular dos elementos Si, Cr, Eu, pode ser até um milhão de vezes superior à presente no Sol. As estrelas Ap têm campos magnéticos fortes e uma pequena fração das mesmas, as roAp, oscilam com frequências semelhantes às observadas no Sol.

Nestes dados, a equipe encontrou o mais rápido oscilador roAp, que completa uma pulsação a cada 4,7 minutos. Duas destas cinco estrelas são particularmente desafiadoras à luz do conhecimento atual da área, uma porque é menos quente do que a teoria prevê para estrelas roAp e a outra porque oscila com uma frequência inesperadamente alta.

Margarida Cunha, explica a importância de estudar estas estrelas: "Os dados do TESS mostram que as estrelas roAp são raríssimas, representando menos de 1% de todas as estrelas de temperatura semelhante. A importância da sua descoberta reside no fato de elas serem autênticos laboratórios estelares. Permite-nos testar teorias relativas a fenômenos físicos fundamentais no contexto da evolução das estrelas, tais como a difusão de elementos químicos e a sua interação com campos magnéticos intensos."

Ao fazer uma análise detalhada de 80 estrelas previamente conhecidas por serem quimicamente peculiares, foi descoberto ainda 27 novas variáveis rotacionais Ap. Nestes casos, o brilho varia à medida que cada estrela gira, devido à passagem de manchas químicas pela linha de visão do observador.

A equipe também obteve dados fotométricos de alta precisão para sete estrelas roAp, conhecidas previamente a partir de observações terrestres. Para quatro destas estrelas, foi ainda possível restringir o ângulo de inclinação (o ângulo de inclinação é o ângulo definido pelo eixo de rotação da estrela e a direção do observador) e a obliquidade magnética (ângulo definido pelo eixo de rotação e o eixo do campo magnético da estrela). Margarida Cunha, também é membro do comitê executivo do TESS Asteroseismic Science Consortium (TASC), e acrescenta: "Os processos físicos que levam à segregação de elementos químicos, como a difusão, estão entre os mais difíceis de modelar no contexto da física estelar. Esta descoberta de novas estrelas roAp pelo TESS, assim como a observação a partir do espaço de estrelas deste tipo previamente conhecidas, serão fundamentais para avançar o conhecimento nesta matéria."

Estas estrelas têm campos magnéticos fortes, que podem ir até 25 kG (kiloGauss), ou seja, cerca de 250 vezes a intensidade dos ímãs que temos nos nossos refrigeradores.

Estes novos dados só se tornaram possíveis com o TESS porque este satélite observa continuamente as estrelas por períodos de pelo menos 27 dias e sem a interferência da atmosfera da Terra, algo que não é possível aos observatórios à superfície do nosso planeta.

Estes resultados foram aceitos para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Concurso para nomear exoplanetas

A União Astronômica Internacional (IAU) anunciou um concurso para nomear exoplanetas, como são chamados os planetas que orbitam outras estrelas além do Sistema Solar.

© David A. Hardy (ilustração de exoplaneta e sua estrela)

O Brasil será o responsável por escolher um nome para o planeta que orbita a HD 23079 e também para essa estrela. Todos os brasileiros podem participar do concurso, sugerindo nomes que serão submetidos a votação popular. Escolas, clubes de astronomia, associações ou indivíduos podem concorrer, sejam astrônomos ou não.

Segundo as regras, os pares de nomes devem estar ligados à cultura indígena no território nacional, à cultura afrobrasileira ou à literatura brasileira, de forma a garantir que o resultado final represente o país.

A estrela HD 23079 fica a 109 anos-luz de distância, na constelação do Retículo e, embora não seja visível a olho nu, pode ser observada com um binóculo ou telescópio pequeno no hemisfério Sul. Trata-se de uma estrela quase igual ao Sol, apenas um pouco maior, mas com idade semelhante, com cerca de 5 bilhões de anos.

O planeta, por outro lado, é um enorme gigante gasoso, com o dobro da massa de Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Ele completa uma volta ao redor da estrela HD 23079 a cada dois anos terrestres e foi descoberto em 2001 por meio do sutil movimento da estrela causado pela atração gravitacional do planeta.

Para submeter as sugestões e conhecer as regras do concurso basta acessar o site NomeieExoMundos. Preencha o formulário e envie-o. A comissão organizadora receberá sugestões de pares de nomes para o sistema formado por estrela-planeta até 31 de agosto de 2019.

A comissão fará uma escolha prévia entre todos os pares de nomes sugeridos, de modo a selecionar até 15 pares considerados de maior representatividade. A escolha será feita por votação interna entre os membros da comissão organizadora. Uma lista final de três pares de nomes, ranqueados por votação, será apresentada à IAU em dezembro.

Fonte: International Astronomical Union

Uma galáxia explosiva

Quando estrelas massivas morrem no final de suas curtas vidas, elas iluminam o cosmos com explosões de luz e matéria, conhecidas como supernovas.

© Hubble (NGC 4051)

Um evento de supernova é incrivelmente energético e intensamente luminoso, tanto que forma o que parece uma nova estrela especialmente brilhante que lentamente desaparece com o tempo.

Estas estrelas explodem tão incrivelmente quando se formam que podem ser vistas de longe, como o telescópio espacial Hubble. O tema desta imagem, uma galáxia espiral chamada NGC 4051, localizada a cerca de 45 milhões de anos-luz da Terra, já concebeu várias supernovas nos últimos anos. A primeira foi descoberta em 1983 (SN 1983I), a segunda em 2003 (SN 2003ie) e a mais recente em 2010 (SN 2010br). Estes eventos explosivos foram vistos espalhados pelos braços centrais e espirais da NGC 4051.

A SN 1983I e a SN 2010br foram ambas classificadas como supernovas do tipo Ic. Este tipo de supernova é produzido pelo colapso do núcleo de uma estrela massiva que perdeu sua camada externa de hidrogênio e hélio, seja por meio de ventos ou por transferência de massa para uma companheira. Por causa disso, as supernovas do tipo Ic, e também do tipo Ib, são às vezes chamadas de supernovas despojadas de colapso do núcleo.

A NGC 4501 fica na parte sul de um aglomerado de galáxias conhecido como o Aglomerado da Ursa Maior I, que é especialmente rico em galáxias espirais como a NGC 4051 e é um subconjunto do maior superaglomerado de Virgem, que também abriga a Via Láctea.

Fonte: ESA

Dois planetas são observados diretamente crecendo em torno de estrela

Os astrônomos fotografaram diretamente dois exoplanetas que esculpem, gravitacionalmente, uma grande divisão dentro de um disco de formação planetária ao redor de uma jovem estrela.

© STScI/J. Olmsted (ilustração de dois exoplanetas gigantes em órbita de jovem estrela)

Embora já tenham sido observados diretamente mais de uma dúzia de exoplanetas, este é apenas o segundo sistema multiplanetário a ser fotografado (o primeiro foi um sistema com quatro planetas em órbita da estrela HR 8799). Ao contrário de HR 8799, os planetas neste sistema ainda estão crescendo a partir da acreção de material do disco.

"Esta é a primeira deteção inequívoca de um sistema com dois planetas que criam uma lacuna no disco," comenta Julien Girard do STScI (Space Telescope Science Institute).

A estrela hospedeira, conhecida como PDS 70, está localizada a cerca de 370 anos-luz da Terra. A jovem estrela com 6 milhões de anos é um pouco menor e menos massiva que o nosso Sol e ainda está acumulando gás. É rodeada por um disco de gás e poeira que tem uma grande abertura que se estende de mais ou menos 3 a 6,1 bilhões de quilômetros.

O PDS 70 b, planeta mais interior conhecido, está localizado dentro da divisão do disco a uma distância de aproximadamente 3,2 bilhões de quilômetros da sua estrela, equivalente à órbita de Urano no nosso Sistema Solar. Estima-se que tenha uma massa de 4 a 17 vezes superior à de Júpiter. Foi detectado pela primeira vez em 2018.

O PDS 70 c, planeta recém-descoberto, está localizado perto da orla externa da lacuna do disco, a cerca de 5,3 bilhões de quilômetros da estrela, parecida à distância de Netuno ao Sol. É menos massivo do que o planeta b, entre 1 e 10 vezes a massa de Júpiter. As duas órbitas planetárias estão perto de uma ressonância de 2 para 1, o que significa que o planeta interior orbita a estrela duas vezes no tempo que leva o planeta mais exterior para completar uma órbita.

A descoberta destes dois mundos é importante porque fornece evidências diretas de que a formação de planetas pode varrer material suficiente de um disco protoplanetário para criar uma lacuna observável.

A equipe detetou PDS 70 c a partir do solo, usando o espectrógrafo MUSE acoplado ao VLT (Very Large Telescope) do ESO. A sua nova técnica depende da combinação da alta resolução espacial fornecida pelo telescópio de metros, equipado com quatro lasers, e da resolução espectral média do instrumento que permite cingir-se à luz emitida pelo hidrogênio, que é um sinal de acreção de gás.

No futuro, o telescópio espacial James Webb da NASA poderá ser capaz de estudar este sistema e outros berçários planetários usando uma técnica espectral similar para se restringir a vários comprimentos de onda do hidrogênio. Isto permitirá que os cientistas possam medir a temperatura e a densidade do gás no disco, o que ajudaria a nossa compreensão do crescimento dos planetas gigantes. O sistema também pode ser alvo da missão WFIRST, que transportará uma demonstração tecnológica de um coronógrafo de alto desempenho que pode bloquear a luz da estrela a fim de revelar a luz mais fraca do disco circundante e dos planetas que o acompanham.

Estes resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Anel nublado e frio em torno do buraco negro supermassivo da Via Láctea

Novas observações do ALMA revelam um disco nunca antes visto de gás interestelar frio envolvido em torno do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. Este disco nublado fornece novas informações sobre o funcionamento da acreção: o desvio de material para a superfície de um buraco negro.

© ALMA (disco de hidrogênio gasoso em torno de buraco negro supermassivo)

A imagem acima mostra o disco de hidrogênio gasoso em torno do buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia. As cores representam o movimento do gás em relação à Terra; a porção avermelhada move-se para longe, de modo que as ondas rádio detectadas pelo ALMA são ligeiramente alongadas, para a porção "vermelha" do espectro; a cor azul representa gás que se move em direção à Terra, de modo que as ondas rádio são ligeiramente comprimidas para a porção "azul" do espectro.

Através de décadas de estudo, os astrônomos desenvolveram uma imagem mais clara da vizinhança caótica e povoada ao redor do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. O nosso Centro Galáctico está a aproximadamente 26.000 anos-luz da Terra e o buraco negro supermassivo, conhecido como Sagitário A*, tem 4 milhões de vezes a massa do nosso Sol. Sabemos agora que esta região está repleta de estrelas errantes, nuvens de poeira interestelar e um grande reservatório de gases fenomenalmente quentes e comparativamente mais frios. Pensa-se que estes gases orbitem o buraco negro num vasto disco de acreção que se estende alguns décimos de um ano-luz do horizonte de eventos do buraco negro.

No entanto, até agora, os astrônomos só tinham conseguido fotografar a porção quente e tênue deste gás em acreção, que forma um fluxo aproximadamente esférico e que não mostra uma rotação óbvia. A sua temperatura está estimada em 10 milhões de graus Celsius, ou cerca de metade da temperatura do núcleo do nosso Sol. A esta temperatura, o gás brilha intensamente em raios X, permitindo que seja estudado por telescópios de raios X no espaço, até à escala de um-décimo de um ano-luz do buraco negro.

Além deste gás incandescente e quente, observações anteriores com telescópios de comprimento de onda milimétrico detectaram um grande reservatório de hidrogênio gasoso comparativamente mais frio (cerca de 10 mil graus Celsius) a poucos anos-luz em torno do buraco negro. A contribuição deste gás para o fluxo de acreção do buraco negro era anteriormente desconhecida.

Embora o buraco negro do nosso Centro Galáctico seja relativamente calmo, a radiação ao seu redor é forte o suficiente para fazer com que os átomos de hidrogênio continuem a perder e a recombinar-se com os seus elétrons. Esta recombinação produz um sinal distintivo de comprimento de onda milimétrico, que é capaz de atingir a Terra com muito poucas perdas no caminho. Com a sua notável sensibilidade e capacidade em ver detalhes, o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) foi capaz de detectar este tênue sinal de rádio e de produzir a primeira imagem do disco de gás mais frio que rodeia o buraco negro supermassivo da Via Láctea a apenas um-centésimo de ano-luz de distância, ou cerca de 1.000 vezes a distância da Terra ao Sol. Estas observações permitiram que os astrônomos mapeassem a localização e rastreassem o movimento deste gás. Os pesquisadores estimam que a quantidade de hidrogênio neste disco frio é equivalente a um-décimo da massa de Júpiter, ou a 1/10.000 da massa do Sol.

Através do mapeamento dos desvios nos comprimentos de onda desta radiação de rádio devido ao efeito Doppler, os astrônomos puderam ver claramente que o gás está girando em torno do buraco negro. Esta informação fornecerá novas detalhes sobre como os buracos negros devoram a matéria e a complexa interação entre um buraco negro e a sua vizinhança galáctica.

"Fomos os primeiros a fotografar este disco elusivo e a estudar a sua rotação," comentou Elena Murchikova, do Instituto de Estudos Avançados em Princeton, EUA. "Também estamos estudando a acreção para o buraco negro. Isto é importante porque é o buraco negro supermassivo mais próximo. Mesmo assim, ainda não temos um bom entendimento de como funciona a acreção. Esperamos que estas novas observações do ALMA ajudem o buraco negro a ceder alguns dos seus segredos."

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A passagem de um asteroide duplo pela Terra

A Rede Internacional de Alerta de Asteroides (IAWN, sigla em inglês) coordenou uma campanha de observação, que envolveu diversas organizações, do asteroide 1999 KW4 quando este passou próximo da Terra, chegando a uma distância mínima do nosso planeta de 5,2 milhões de km no dia 25 de maio de 2019.

© ESO/VLT (asteroide 1999 RW4)

Esta distância corresponde a cerca de 14 vezes a distância entre a Terra e a Lua (384,4 mil quilômetros).

O 1999 KW4 tem uma dimensão de cerca de 1,3 km e não constitui qualquer perigo para a Terra. Uma vez que a sua órbita é bem conhecida, os cientistas puderam prever esta passagem e preparar uma campanha de observação.

O ESO juntou-se à campanha com a sua infraestrutura emblemática, o Very Large Telescope (VLT). O VLT está equipado com o SPHERE, um dos poucos instrumentos do mundo capaz de obter imagens suficientemente nítidas para distinguir os dois componentes do asteroide, os quais estão separados de cerca de 2,6 km.

O SPHERE foi concebido para observar exoplanetas; o seu sistema de óptica adaptativa de vanguarda corrige a turbulência atmosférica, fornecendo-nos imagens tão nítidas como se o telescópio estivesse no espaço. O instrumento está igualmente equipado com coronógrafos que diminuem o brilho das estrelas, tornando assim possível observar os exoplanetas tênues que as orbitem.

Tirando uma folga do seu trabalho noturno usual de caçador de exoplanetas, as observações do 1999 KW4 obtidas pelo SPHERE forneceram dados que ajudaram os astrônomos a caracterizar o asteroide duplo. Em particular, é agora possível sabermos se o asteroide menor tem a mesma composição que o objeto maior.

O asteroide duplo passou pela Terra com a velocidade de 70.000 km/h, o que tornou as observações do VLT bastante difíceis.

Apesar de não representar nenhum perigo para a Terra, o 1999 KW4 é bastante parecido com outro sistema de asteroides binário chamado Didymos que poderá constituir uma ameaça para a Terra num futuro distante.

Didymos e o seu companheiro Didymoon são o alvo de uma futura experiência pioneira de defesa planetária. A sonda DART da NASA irá se chocar com Didymoon numa tentativa de alterar a sua órbita em torno do seu irmão maior, num teste pensado para determinar a viabilidade de deflexão de asteroides. Após o impacto, a missão Hera da ESA irá em 2026 observar os asteroides Didymos de modo a obter as suas características, incluindo a massa de Didymoon, as propriedades da sua superfície e a forma da cratera de impacto da DART.

O sucesso de tais missões depende de colaborações entre organizações e o rastreamento de Objetos Próximos da Terra é um ponto principal da colaboração entre o ESO e a ESA. Este esforço cooperativo ocorre deste o primeiro rastreamento bem sucedido de um destes objetos potencialmente perigosos que foi finalizado no início de 2014.

Este encontro recente com o 1999 KW4 ocorre um mês antes do Dia do Asteroide, um dia oficial das Nações Unidas para a educação e tomada de consciência relativa a asteroides, que será celebrado em 30 de junho.

Fonte: ESO

Maturidade galáctica

Esta imagem impressionante foi obtida pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble, um instrumento poderoso instalado no telescópio em 2009. O WFC3 é responsável por muitas das fotografias mais deslumbrantes e icônicas do Hubble, incluindo o Pictures of the Week.

© Hubble/J. Walsh (NGC 7773)

A NGC 7773, vista na imagem acima, é um belo exemplo de uma galáxia espiral barrada. Uma estrutura em forma de barra luminosa corta proeminentemente através do núcleo brilhante da galáxia, estendendo-se até o limite interno dos braços espirais tipo catavento.

Os astrônomos pensam que essas estruturas de barra emergem mais tarde na vida de uma galáxia, enquanto o material de formação de estrelas faz seu caminho em direção ao centro galáctico, espirais mais jovens não apresentam estruturas barradas com tanta frequência quanto as espirais mais antigas, sugerindo que as barras são um sinal de galáxias com maior maturidade. Elas também podem atuar como berçários estelares, como elas brilham com um número copioso de estrelas jovens.

Acredita-se que nossa galáxia, a Via Láctea, seja uma espiral barrada como a NGC 7773. Ao estudar espécimes galácticos como a NGC 7773 em todo o Universo, os pesquisadores esperam aprender mais sobre os processos que moldaram nossa casa cósmica.

Fonte: ESA

O Quinteto de Stephan

Quando estas grandes galáxias começaram a dançar?

© Hubble/Daniel Nobre (Quinteto de Stephan)

Realmente apenas quatro das cinco do Quinteto de Stephan estão interligadas em uma dança cósmica de repetidos encontros imediatos a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância. A quatro das galáxias do Quinteto de Stephan formam uma associação física, chamada de Grupo Compacto de Hickson 92.

A galáxia singular é fácil de ser detectada nesta imagem recentemente processada pelo telescópio espacial Hubble; as galáxias interagindo, NGC 7319, 7318B, 7318A e 7317 (da esquerda para a direita), têm um formato amarelado mais dominante. Elas também tendem a ter caudas distorcidas, cultivadas sob a influência de marés gravitacionais perturbadoras.

 

A galáxia predominantemente azulada, a grande NGC 7320 na parte inferior esquerda, está em primeiro plano a cerca de 40 milhões de anos-luz de distância, e por isso não faz parte do grupo em interação. Dados e modelagem indicam que o NGC 7318B é um intruso relativamente novo.

 

A NGC 7320 indica um pequeno desvio para o vermelho (790 km/s) enquanto os outros membros do grupo apresentam um grande desvio para o vermelho (6.600 km/s). Como o desvio para o vermelho é proporcional à distância, a NGC 7320 está a aproximadamente 39 milhões de anos-luz da Terra, uma distância bem menor que os 210-340 milhões de anos-luz das outras quatro galáxias.

Um recém-descoberto halo de velhas estrelas vermelhas em torno do Quinteto de Stephan indica que pelo menos algumas destas galáxias começaram a se enredar por mais de um bilhão de anos.

 

O Quinteto de Stephan foi descoberto por Édouard Stephan em 1877, no Observatório de Marselha. Ele é visível com um telescópio de tamanho moderado em direção à constelação de Cavalo Alado (Pegasus).

Fonte: NASA

Uma erupção estelar gigante detectada pela primeira vez

Uma erupção estelar gigante foi detectada pela primeira vez numa estrela.

© NASA/SDO (ejeção de massa coronal no Sol)

A imagem acima mostra uma ejeção de massa coronal (CME) do nosso Sol, conforme observado pelo Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA em 31 de agosto de 2012.

Uma ejeção de massa coronal de uma estrela envolve uma expulsão em grande escala de material e têm sido frequentemente observados no Sol. Um novo estudo usando o observatório de raios X Chandra da NASA detectou uma CME de uma estrela diferente, fornecendo uma nova visão sobre esses fenômenos poderosos. Como o nome indica, esses eventos ocorrem na coroa, que é a atmosfera externa de uma estrela.

Esta CME extrassolar foi vista a partir de uma estrela chamada HR 9024, localizada a cerca de 450 anos-luz da Terra. Isso representa a primeira vez que os pesquisadores identificaram e caracterizaram completamente uma CME de uma estrela diferente do Sol. Este evento foi marcado por um intenso clarão de raios X, seguido pela emissão de uma bolha gigante de plasma, isto é, gás quente contendo partículas carregadas.

Os resultados confirmam que as CMEs são produzidas em estrelas magneticamente ativas e também abrem a oportunidade de estudar sistematicamente esses eventos dramáticos em outras estrelas que não o Sol.

O High-Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS), a bordo do Chandra é o único instrumento que permite medições dos movimentos de plasmas coronais com velocidades de apenas algumas dezenas de milhares de quilômetros por hora, como aquelas observadas na HR 9024.

As observações do Chandra detectaram claramente material muito quente (entre 10 e 25 milhões de graus Celsius) que primeiro sobe e depois cai com velocidades entre 362 mil e 145 milhões de km por hora. Isto está em excelente concordância com o comportamento esperado do material ligado ao alargamento estelar.

Um artigo descrevendo este estudo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Chandra descobre pares de estelares banidas de galáxias

Esta imagem do observatório de raios X Chandra da NASA mostra a região em torno de NGC 1399 e NGC 1404, duas das maiores galáxias do aglomerado de galáxias Fornax.

© Chandra (NGC 1399 e NGC 1404)

Localizado a uma distância de cerca de 60 milhões de anos-luz, Fornax é um dos aglomerados de galáxias mais próximos da Terra. Essa proximidade relativa permite que os astrônomos estudem o aglomerado Fornax em maior detalhe do que a maioria dos outros aglomerados de galáxias.

Um novo estudo é um exemplo do que pode ser alcançado quando telescópios como o Chandra estudam o aglomerado Fornax por longos períodos de tempo. Ao combinar 15 dias de observação do aglomerado Fornax entre 1999 e 2015 através do Chandra, os astrônomos descobriram que pares de estrelas haviam sido expelidos das galáxias do aglomerado.

Esses pares estelares podem consistir de combinações de estrelas como o nosso Sol, ou variedades mais exóticas e mais densas, como estrelas de nêutrons ou até mesmo buracos negros. Estrelas de nêutrons se formam quando uma estrela massiva explode como uma supernova e o núcleo da estrela colapsa sobre si mesma. Sob certas condições, essas explosões gigantescas não são simétricas. O recuo causado por esta assimetria pode lançar a estrela com tanta força que é expelida da galáxia onde ela reside. Esses novos resultados do Chandra mostram que às vezes a estrela companheira de uma estrela de nêutrons é forçada a sair da galáxia também.

Enquanto esta imagem mostra fontes pontuais, além da emissão de raios X mais difusa detectada pelo Chandra, não é possível identificar quais destas fontes podem ser os binários expulsos. A razão para isso é que os pesquisadores empregaram uma metodologia estatística para determinar que 30 das cerca de 1.200 fontes de raios X, associadas a 29 galáxias no aglomerado Fornax, provavelmente seriam pares de estrelas que haviam sido expulsas do centro de suas galáxias hospedeiras.

Além desses binários de raios X banidos, os pesquisadores encontraram cerca de 150 outras fontes localizadas fora dos limites das galáxias observadas pelo Chandra. Uma explicação possível para essas fontes é que elas residem nos halos, ou áreas mais distantes, da galáxia central do aglomerado Fornax, onde foram formadas. Outra opção é que elas são binários de raios X que foram afastados de uma galáxia pela força gravitacional de uma galáxia próxima durante um sobrevoo, ou binárias de raios X deixados para trás como parte dos remanescentes de uma galáxia desprovida da maioria de suas estrelas por uma colisão galáctica. Espera-se que tais interações sejam relativamente comuns em uma região populosa como a do aglomerado Fornax.

Um artigo descrevendo esses resultados foi publidado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics