Descoberto buraco negro "encoberto" no Universo primordial

Os astrônomos descobriram evidências do mais distante buraco negro "encoberto" até à data, usando o observatório de raios X Chandra da NASA.

© Chandra/ALMA/Pan-STARRS (o mais distante buraco negro encoberto)

Esta é a primeira indicação de um buraco negro escondido por gás num momento tão precoce na história do cosmos. Os buracos negros supermassivos, com milhões a bilhões de vezes a massa do nosso Sol, normalmente crescem puxando material de um disco de matéria circundante. O crescimento rápido gera grandes quantidades de radiação numa região muito pequena ao redor do buraco negro. Esta fonte extremamente brilhante e compacta é denominada quasar.

De acordo com as teorias atuais, uma densa nuvem de gás abastece o material no disco em torno do buraco negro supermassivo durante o seu período de crescimento inicial, que esconde da nossa observação a maior parte da luz brilhante do quasar. À medida que o buraco negro consome material e se torna mais massivo, o gás na nuvem esgota-se, até que o buraco negro e o seu disco brilhante ficam a descoberto.

É extraordinariamente desafiador encontrar quasares nesta fase encoberta, porque grande parte da sua radiação é absorvida e não pode ser detectada pelos instrumentos atuais.

A nova descoberta surgiu de observações de um quasar chamado PSO167-13, que foi descoberto pela primeira vez pelo Pan-STARRS, um telescópio óptico no Havaí. Observações ópticas deste e de outros levantamentos detectaram cerca de 200 quasares que já brilhavam intensamente quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos, ou cerca de 8% da sua idade atual. Estas pesquisas só foram consideradas eficazes para encontrar buracos negros não cobertos, porque a radiação que detectam é suprimida até por finas nuvens de gás e poeira. Como PSO167-13 fazia parte destas observações, esperava-se que este quasar também estivesse desobstruído.

Os astrônomos testaram esta ideia usando o Chandra para observar PSO167-13 e outros nove quasares descobertos com levantamentos ópticos. Após 16 horas de observações, apenas três fótons de raios X foram detectados de PSO167-13, todos com energias relativamente altas. Dado que os raios X de baixa energia são mais facilmente absorvidos do que os de mais alta energia, a explicação provável é que o quasar é altamente obscurecido pelo gás, permitindo que sejam detectados apenas raios X de alta energia.

Uma reviravolta interessante no que toca a PSO167-13 é que a galáxia hospedeira tem uma galáxia companheira, visível nos dados anteriormente obtidos com o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile e com o telescópio espacial Hubble da NASA. Dada a sua pequena separação e o fraco brilho da fonte em raios X, a equipe não foi capaz de determinar se a recém-descoberta emissão de raios X está associada com o quasar PSO167-13 ou com a galáxia companheira.

Se os raios X vierem do quasar conhecido, então qual será o motivo de o quasar parecer altamente obscurecido em raios X, mas não no visível? Uma possibilidade é que houve um aumento grande e rápido no "disfarce" do quasar durante os três anos que separam as observações ópticas e com as de raios X.

Por outro lado, se em vez disso os raios X tiverem origem na galáxia companheira, então representa a detecção de um novo quasar em íntima proximidade com PSO167-13. Este par de quasares seria o mais distante já detectado.

Em qualquer um destes dois casos, o quasar detectado pelo Chandra seria o quasar encoberto mais distante já visto, 850 milhões de anos após o Big Bang. O recordista anterior foi observado 1,3 bilhões de anos após o Big Bang.

Os autores também planejam procurar mais exemplos de buracos negros altamente obscurecidos.

O artigo que descreve estes resultados foi aceito para publicação na revista Astronomy and Astrophysics.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um vasto globo de gás no espaço

Embora pareça mais uma entidade vista através de um microscópio do que de um telescópio, esse objeto arredondado, chamado NGC 2022, certamente não é uma alga ou uma pequena água-viva.

© Hubble (NGC 2022)

Em vez disso, é um vasto globo de gás no espaço, arrematado por uma estrela envelhecida. A estrela é visível no centro do globo, brilhando através dos gases que anteriormente mantinham durante a maior parte de sua vida estelar.

Quando estrelas como o Sol crescem em idade avançada, elas se expandem e brilham em vermelho. Essas supostas gigantes vermelhas começam então a perder suas camadas externas de material para o espaço. Mais da metade da massa de uma dessas estrelas pode ser emanada dessa maneira, formando uma camada de gás circundante. Ao mesmo tempo, o núcleo da estrela encolhe e fica mais quente, emitindo luz ultravioleta que faz com que os gases expelidos brilhem.

Esse tipo de objeto é chamado, de maneira um tanto confusa, de uma nebulosa planetária, embora não tenha nada a ver com planetas. O nome deriva da aparência arredondada e planetária desses objetos vistos nos primeiros telescópios.

A NGC 2022 está localizada na constelação de Órion (O Caçador).

Fonte: NASA

Um mergulho na "esfera de influência" de um buraco negro

O que acontece dentro de um buraco negro fica dentro de um buraco negro, mas o que acontece dentro da "esfera de influência" de um buraco negro, ou seja, a região mais interna de uma galáxia onde a gravidade de um buraco negro é a força dominante, é de grande interesse para os astrônomos e pode ajudar a determinar a massa de um buraco negro bem como o seu impacto na sua vizinhança galáctica.

© NRAO (ilustração de um disco de material girando em torno de buraco negro supermassivo)

Novas observações com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) fornecem uma visão sem precedentes de um disco rodopiante de gás interestelar frio em torno de um buraco negro supermassivo. Este disco está no centro de NGC 3258, uma enorme galáxia elíptica a cerca de 100 milhões de anos-luz da Terra. Com base nestas observações, uma equipe liderada por astrônomos da Universidade A&M do Texas e da Universidade da Califórnia determinou que este buraco negro tem uma massa equivalente a 2,25 bilhões de sóis, o buraco negro mais massivo medido, até agora, com o ALMA.

Embora os buracos negros supermassivos possam ter massas de milhões a bilhões de vezes a massa do Sol, representam apenas uma pequena fração da massa de uma galáxia inteira. Isolar a influência da gravidade de um buraco negro das estrelas, do gás interestelar e da matéria escura é um grande desafio e requer observações altamente sensíveis em escala fenomenalmente pequenas.

Os astrônomos usam uma variedade de métodos para medir as massas dos buracos negros. Em galáxias elípticas gigantes, a maioria das medições vem de observações do movimento orbital de estrelas ao redor do buraco negro, captadas no visível ou no infravermelho. Outra técnica, usando masers naturais de água (lasers no rádio) em nuvens de gás que orbitam em torno de buracos negros, fornece uma maior precisão, mas estes masers são muito raros e estão associados quase exclusivamente a galáxias espirais com buracos negros menores.

Ao longo dos últimos anos, o ALMA desbravou caminho ao utilizar um novo método para estudar buracos negros em galáxias elípticas gigantes. Cerca de 10% das galáxias elípticas contêm discos giratórios de gás frio e denso nos seus centros. Estes discos contêm monóxido de carbono (CO) gasoso, que pode ser observado com radiotelescópios no comprimento de onda milimétrico.

Usando o efeito Doppler da emissão das moléculas de CO, é possível medir as velocidades das nuvens de gás em órbita, e o ALMA possibilita a resolução dos próprios centros de galáxias onde as velocidades orbitais são mais altas.

A NGC 3258 é o melhor alvo que já encontrado, porque possibilita rastrear a rotação do disco para mais perto do buraco negro do que em qualquer outra galáxia.

Tal como a Terra orbita o Sol mais depressa do que Plutão, pois é-lhe exercida uma maior força gravitacional, as regiões mais internas do disco da NGC 3258 orbitam mais depressa do que as partes mais externas devido à gravidade do buraco negro. Os dados do ALMA mostram que a velocidade de rotação do disco sobe de 1 milhão de quilômetros por hora na sua orla externa, a cerca de 500 anos-luz do buraco negro, para mais de 3 milhões de quilômetros por hora perto do centro do disco, a uma distância de apenas 65 anos-luz do buraco negro.

Os pesquisadores determinaram a massa do buraco negro modelando a rotação do disco, tendo em conta a massa adicional das estrelas na região central da galáxia e outros detalhes como a forma ligeiramente distorcida do disco gasoso. A detecção clara da rápida rotação permitiu que os cientistas determinassem a massa do buraco negro com uma precisão inferior a 1%, embora tenham estimado uma incerteza sistemática adicional de 12% na medição porque a distância até NGC 3258 não é conhecida com muita precisão. Mesmo considerando a incerteza na distância, esta é uma das medições mais precisas da massa de qualquer buraco negro localizado além da Via Láctea.

O próximo desafio desta prospecção é encontrar mais exemplos de discos giratórios quase perfeitos como este, para que seja aplicado este método de medir massas de buracos negros numa amostra maior de galáxias.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Anatomia de uma gaivota cósmica

Colorida e pouco densa, esta intrigante coleção de objetos é conhecida por Nebulosa da Gaivota, devido à sua semelhança com uma gaivota em voo.

© ESO/VST (Sharpless 2-296)

Constituída por poeira, hidrogênio, hélio e traços de elementos mais pesados, esta região é o berço quente e energético das novas estrelas. O detalhe notável com que foi captada pelo Telescópio de Rastreio do VLT (VST) do ESO revela os objetos astronômicos individuais que compõem este pássaro celeste, assim como as suas estruturas mais detalhadas. O VST é um dos maiores telescópios de rastreio do mundo que observa o céu no visível.

Os componentes principais da Gaivota são três enormes nuvens de gás, sendo a mais distinta das três a que forma as “asas” do pássaro celeste, Sharpless 2-296 (Sh2-296). Com uma dimensão de cerca de 100 anos-luz de uma ponta à outra das asas, Sh2-296 apresenta material brilhante e faixas de poeira escura que se entrelaçam por entre as estrelas brilhantes. Trata-se de um belo exemplo de uma nebulosa de emissão, neste caso uma região HII, indicando formação ativa de novas estrelas, as quais podem ser vistas um pouco por toda a imagem.

É a radiação emitida por estas estrelas jovens que dá às nuvens as suas cores fantásticas e atraentes, ionizando o gás circundante e fazendo com que ele brilhe. Esta radiação é também a principal responsável pela forma das nuvens, já que exerce pressão no material circundante, esculpindo-o nas formas extravagantes que vemos. Uma vez que cada nebulosa tem a sua distribuição única de estrelas e pode, como é o caso desta, ser uma composição de várias nuvens, são inúmeras as variedades de formas que podemos ver, o que desperta a imaginação dos astrônomos e os faz evocar comparações com animais ou objetos familiares.

Esta diversidade de formas está bem exemplificada no contraste entre Sh2-296 e Sh2-292. Esta última, vista aqui logo abaixo das “asas”, é uma nuvem mais compacta que forma a “cabeça” da gaivota. Sua característica mais proeminente é uma estrela enorme e extremamente luminosa chamada HD 53367, que é 20 vezes mais massiva que o Sol, e que vemos como o “olho” penetrante da gaivota. A Sh2-292 é ao mesmo tempo uma nebulosa de emissão e de reflexão: muita da sua luz é emitida por gás ionizado que rodeia as suas estrelas recém-nascidas, mas uma quantidade significante é também refletida pelas estrelas que se encontram no seu exterior.

As zonas escuras que cortam a homogeneidade das nuvens e lhes dão textura são as faixas de poeira, locais de material muito mais denso que escondem parte do gás luminoso por trás deles. Nebulosas como esta têm densidades de algumas centenas de átomos por centímetro cúbico, o que é muito menos que os melhores vácuos artificiais na Terra. No entanto, as nebulosas são ainda assim muito mais densas que o gás que as rodeia, o qual apresenta uma densidade média de cerca de 1 átomo por centímetro cúbico.

A Gaivota situa-se ao longo da fronteira entre as constelações do Cão Maior e do Unicórnio, a uma distância de cerca de 3.700 anos-luz num dos braços da Via Láctea. As galáxias em espiral podem conter milhares destas nuvens, quase todas concentradas ao longo dos braços em espiral.

Há várias nuvens menores que também fazem parte da Nebulosa da Gaivota, entre elas Sh2-297, que se trata de uma pequena adição à ponta da “asa” de cima (Sh2-292 e Sh2-295) da gaivota. Todos estes objetos foram incluídos no Catálogo de Sharpless, uma lista de mais de 300 nuvens de gás brilhante compilada pelo astrônomo americano Steward Sharpless.

Você consegue identificar a gaivota nesta foto?

Fonte: ESO

A Via Láctea em três dimensões

Quando Galileu apontou o seu primeiro telescópio à Via Láctea no início do século XVII, ele notou que consiste principalmente de inúmeras estrelas.

© OGLE/Jan Skowron (estrutura tridimensional da Via Láctea)

Desde aquela época, o estudo das propriedades e da história da nossa Galáxia tem absorvido muitas gerações de cientistas. Na revista Science, astrônomos poloneses do Observatório Astronômico da Universidade de Varsóvia apresentaram um mapa tridimensional único da Via Láctea. O mapa fornece informações sobre a estrutura e sobre a história da nossa Galáxia.

Desde o século XVII que os astrônomos estão cientes de que a Terra, o Sol e os outros planetas do Sistema Solar, juntamente com bilhões de estrelas vistas com telescópios, formam a nossa Galáxia.

Atualmente, pensa-se que a Via Láctea é uma típica galáxia espiral barrada que consiste de uma região central em forma de barra rodeada por um disco plano de gás, poeira e estrelas. O disco compreende quatro braços espirais e tem um diâmetro de aproximadamente 120.000 anos-luz. O Sistema Solar está localizado dentro do disco, a cerca de 27.000 anos-luz do Centro Galáctico, e é por isso que as estrelas do disco, vistas de dentro, parecem uma faixa tênue no céu, a Via Láctea.

O conhecimento atual sobre a forma do disco da Via Láctea é baseado em vários elementos (como contagens de estrelas ou observações de moléculas de gás no rádio) informados pela extrapolação de estruturas vistas em outras galáxias. No entanto, as distâncias destas características são medidas indiretamente e dependem do modelo. O método mais robusto de estudar a forma da Via Láctea seria medir diretamente as distâncias de uma grande amostra de estrelas de um tipo específico, o que permitiria a construção de um mapa tridimensional da Galáxia.

As estrelas variáveis Cefeidas são perfeitas para esta tarefa. As Cefeidas são supergigantes jovens pulsantes: o seu brilho muda com um padrão muito regular e muito bem definido, que pode variar de horas a várias dúzias de dias.

"As Cefeidas seguem uma relação entre o período de pulsação e a luminosidade, permitindo inferir a luminosidade intrínseca de uma Cefeida a partir do seu período. A distância pode então ser determinada comparando o brilho aparente e intrínseco," diz a Dra. Dorota Skowron, autora principal do estudo. Ela acrescenta: a dificuldade adicional surge da presença de poeira e gás interestelar que pode diminuir o brilho de uma Cefeida. Felizmente, as observações no infravermelho reduzem estas incertezas.

As distâncias às Cefeidas podem ser determinadas com uma precisão superior a 5%.

O novo mapa tridimensional da Via Láctea foi construído usando uma amostra de mais de 2.400 Cefeidas, a maioria das quais foram recentemente identificadas nos dados fotométricos recolhidos pelo levantamento OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment).

O mapa tridimensional recém-construído da Via Láctea é o primeiro mapa que se baseia em distâncias diretas de milhares de objetos individuais tão distantes quanto o limite esperado do disco Galáctico. O mapa demonstra que o disco da Via Láctea não é plano, é deformado a distâncias maiores que 25.000 anos-luz de Centro Galáctico.

Estrelas nas partes externas do disco da Via Láctea podem estar deslocadas do plano Galáctico até 4.500 anos-luz em relação às regiões centrais da Galáxia. A deformação pode ter sido provocada por interações com galáxias satélites, gás intergaláctico ou matéria escura.

O disco Galáctico não tem uma espessura constante, cresce com a distância ao Centro Galáctico. O disco Galáctico tem cerca de 500 anos-luz de espessura perto do Sol, enquanto excede 3.000 anos-luz perto da orla.

A idade das Cefeidas pode ser determinada com base nos seus períodos de pulsação, o que permitiu que os astrônomos realizassem uma tomografia etária da Via Láctea. As Cefeidas mais jovens estão localizadas perto do Centro Galáctico, enquanto que as mais velhas estão perto do limite da Via Láctea.

Foram encontradas muitas subestruturas alongadas no disco, compostas por estrelas de idade semelhante. Isto indica que as Cefeidas ali localizadas devem ter-se formado mais ou menos ao mesmo tempo num dos braços espirais. No entanto, as Cefeidas formadas num braço espiral não seguem a localização exata deste braço, porque as velocidades de rotação dos braços espirais e das estrelas são ligeiramente diferentes.

Os astrônomos realizaram uma simulação simples para testar esta hipótese. Injetaram vários episódios de formação estelar nos braços espirais e atribuíram movimentos e velocidades típicas às estrelas aí presentes.

As estruturas simuladas e observadas são surpreendentemente semelhantes. Isto mostra que a nossa ideia sobre a história recente do disco Galáctico é plausível e que pode explicar as estruturas que vemos.

Fonte: University of Warsaw

Hubble descobre exoplaneta em forma de bola de rugby

No exoplaneta descoberto foi detectado metais pesados que escapam de sua atmosfera, em vez de se condensarem em nuvens.

© STScI/J. Olmsted (ilustração do exoplaneta WASP-121b)

Observações do telescópio espacial Hubble da NASA revelam magnésio e ferro gasosos escapando do estranho exoplaneta conhecido como WASP-121b. As observações representam a primeira vez que os chamados "metais pesados" - elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio - foram vistos escapando de um Júpiter quente, um exoplaneta grande e gasoso muito próximo da sua estrela.

Normalmente, os planetas quentes do tamanho de Júpiter ainda estão frios o suficiente para condensar, em nuvens, elementos mais pesados como magnésio e ferro.

Mas este não é o caso com WASP-121b, que orbita tão perigosamente perto da sua estrela que a sua atmosfera superior atinge uma ardente temperatura superior a 2.530 ºC. O sistema WASP-121 reside a cerca de 900 anos-luz da Terra.

Os metais pesados já foram vistos em outros Júpiteres quentes, mas apenas na atmosfera interior.

A luz ultravioleta da estrela hospedeira, que é mais brilhante e mais quente do que o Sol, aquece a atmosfera superior e ajuda a escapar. Além disso, os gases magnésio e ferro que escapam podem estar contribuindo para o pico de temperatura. Estes metais tornam a atmosfera mais opaca no ultravioleta, o que poderá estar contribuindo para o aquecimento da atmosfera superior.

O planeta escaldante está tão perto da estrela que está prestes a ser dilacerado pela sua gravidade.

Esta distância significa que o planeta não é redondo, tem uma forma mais parecida com uma bola de rugby devido às forças de maré gravitacionais.

Os pesquisadores usaram o instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) para investigar, no ultravioleta, as assinaturas espectrais do magnésio e do ferro impressas na luz estelar filtradas através da atmosfera de WASP-121b à medida que o planeta passava em frente, ou transitava, a face da sua estrela progenitora.

Este exoplaneta é também um alvo perfeito para o futuro telescópio espacial James Webb da NASA procurar, no infravermelho, água e dióxido de carbono, que podem ser detectados em comprimentos de onda mais longe e vermelhos. A combinação das observações do Hubble e do Webb proporcionarão aos astrônomos um inventário mais completo dos elementos químicos que compõem a atmosfera do planeta.

O estudo de WASP-121b faz parte do levantamento PanCET (Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury), um programa do Hubble para observar 20 exoplanetas, variando em tamanho desde super-Terras (várias vezes a massa da Terra) até Júpiteres (que têm mais de 100 vezes a massa da Terra), no primeiro estudo comparativo no ultravioleta, visível e infravermelho em larga escala de mundos distantes.

As observações de WASP-121b contribuem para o desenvolvimento da história de como os planetas perdem as suas atmosferas primordiais. Quando os planetas se formam, recolhem uma atmosfera contendo gás do disco em que o planeta e a estrela se formaram. Estas atmosferas consistem principalmente de gases primordiais mais leves, hidrogênio e hélio, os elementos mais abundantes do Universo. Esta atmosfera dissipa-se quando um planeta se aproxima da sua estrela.

Os resultados foram publicados na revista The Astronomical Journal.

Fonte: University of Maryland

Encontrado sistema exoplanetário próximo com um mundo habitável

Uma equipe de astrônomos, liderada por pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC), descobriu três novos planetas em órbita de uma estrela, um dos quais pode ter condições favoráveis à vida.

© U. Cornell/Jack Madden (ilustração do exoplaneta GJ 357d e sua estrela)

A descoberta foi possível com dados do satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e com dados de vários observatórios terrestres, entre eles o observatório espanhol Calar Alto com o seu instrumento CARMENES.

Os planetas recém-descobertos orbitam uma estrela chamada GJ 357, uma anã vermelha com aproximadamente um-terço da massa e tamanho do Sol, e cerca de 40% mais fria. Este sistema está a 31 anos-luz de distância na direção da constelação de Hidra. A descoberta começou quando o TESS da NASA detectou a presença de um exoplaneta em trânsito.

Os pesquisadores usaram dados obtidos por vários observatórios terrestres para confirmar a presença do planeta e, durante este processo, descobriram dois planetas adicionais.

Dos três planetas descobertos, GJ 357d, o mais distante da estrela, é particularmente interessante para os cientistas. O planeta orbita a estrela a cada 55,7 dias a uma distância mais ou menos equivalente a 20% da distância entre a Terra e o Sol, e tem uma massa pelo menos 6,1 vezes a massa do nosso planeta. Embora a sua composição e tamanho ainda não sejam conhecidos, um planeta rochoso com esta massa medirá entre uma e duas vezes o tamanho da Terra.

"GJ 357d está situado na orla externa da zona habitável da sua estrela, onde recebe quase a mesma quantidade de energia estelar que Marte recebe do Sol," explica Diana Kossakowski, do Instituto Max Planck para Astronomia em Heidelberg, Alemanha.

Sem uma atmosfera, a temperatura média à sua superfície seria de –53 ºC, o que significa que será mais glacial do que habitável.

Um artigo complementar liderado por cientistas do Instituto Carl Sagan da Universidade de Cornell, que também inclui pesquisadores do IAC, analisa em detalhe as condições de habitabilidade do planeta. Se GJ 357d tiver uma atmosfera densa, rica em dióxido de carbono, poderá reter calor suficiente para aquecer o planeta e permitir a existência de água líquida à sua superfície. Além disso, seria possível detectar biomarcadores na sua atmosfera com a próxima geração de telescópios no espaço e no solo, como o JWST e o E-ELT, ambos em construção.

Os trânsitos observados com o TESS e que deram origem à descoberta deste sistema planetário, são devidos a GJ 357b, um planeta 22% maior do que a Terra. Orbita a sua estrela onze vezes mais perto do que Mercúrio orbita o Sol e tem uma temperatura de superfície perto dos 245º C. Embora não possa ter vida, nota-se que é o terceiro exoplaneta em trânsito mais próximo conhecido até agora, e um dos melhores planetas rochosos para medir a composição de qualquer atmosfera que possa possuir.

O planeta GJ 357c tem uma massa de pelo menos 3,4 vezes a da Terra, orbita a estrela a cada 9,1 dias a uma distância um pouco mais que o dobro de GJ 357b e tem uma temperatura superficial estimada aproximadamente de 127 ºC. O satélite TESS não observou trânsitos deste planeta, o que sugere que a sua órbita se encontra inclinada pelo menos 1º em relação ao planeta "Terra quente", de modo que nunca passa em frente da estrela a partir da nossa perspetiva.

Para confirmar a presença de GJ 357b e para descobrir os seus vizinhos exoplanetários, os pesquisadores usaram medições prévias da velocidade radial da estrela, o seu movimento ao longo da nossa linha de visão. Um planeta em órbita produz uma atração gravitacional na sua estrela, o que dá origem a um pequeno movimento, possibilitando detectar pequenas mudanças no espectro da estrela.

A equipe examinou dados do ESO e do Observatório de Las Campanas, ambos no Chile, do Observatório W.M. Keck no Havaí, e do Observatório Calar Alto, na Espanha, entre outros.

Os resultados foram publicados na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Encontradas duas estrelas anãs brancas que se orbitam em minutos

Duas estrelas mortas foram vistas orbitando uma à outra a cada sete minutos.

© Caltech/IPAC/R. Hurt (ilustração de um par de anãs brancas)

A descoberta celeste rara foi feita usando o ZTF (Zwicky Transient Facility) do Caltech (California Institute of Technology), no Observatório Palomar que varre rapidamente o céu noturno à procura de qualquer coisa que se mova, pisque ou varie de brilho.

O nova dupla dinâmica, oficialmente conhecida como ZTF J1539+5027, é o segundo par mais rápido de estrelas anãs brancas encontrado até hoje. O par é também o mais rápido "sistema binário eclipsante", o que significa que uma anã branca cruza repetidamente em frente da outra a partir do nosso ponto de vista. A natureza eclipsante das companheiras estelares é fundamental porque permite inferiri os tamanhos, as massas e os períodos orbitais das estrelas.

Cada uma das recém-descobertas anãs brancas tem aproximadamente o tamanho da Terra, uma sendo um pouco menor e mais brilhante que a outra, e juntas têm uma massa equivalente à do nosso Sol. Os dois objetos orbitam muito próximos um do outro, a um-quinto da distância entre a Terra e a Lua; na verdade, as estrelas em órbita cabiam dentro do planeta Saturno. E completam uma volta em torno da outra a cada sete minutos a velocidades de centenas de quilômetros por segundo.

"À medida que a estrela mais fraca passa em frente da mais brilhante, bloqueia a maior parte da luz, resultando no padrão cintilante de sete minutos que vemos nos dado do ZTF," disse o estudante Kevin Burdge do Caltech, autor principal do novo estudo sobre as estrelas. "A matéria está se prepararando para sair da anã branca, maior e mais leve, para a anã menor e mais pesada, que acabará por absorver completamente a sua companheira mais leve. Já vimos muitos exemplos de um tipo de sistema em que uma anã branca foi canibalizada pela sua companheira, mas raramente avistamos sistemas onde ainda estão se fundindo, como neste."

O par também é único por ser uma das poucas fontes conhecidas de ondulações no espaço e no tempo, ou seja, ondas gravitacionais que serão captadas pela futura missão espacial europeia LISA (Laser Interferometer Space Antenna), que deverá ser lançada em 2034. O LISA será semelhante ao LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), que fez história em 2015 ao efetuar a primeira detecção direta de ondas gravitacionais de um par de buracos negros em colisão. Mas o LISA detectará as ondas, no espaço, em frequências mais baixas.

O LISA encontrará dezenas de milhares de sistemas binários como este na nossa Galáxia, mas até agora só conhecemos alguns. E este sistema binário de anãs brancas é um dos mais bem caracterizados devido à sua natureza eclipsante.

O objeto raro foi detectado pela grande câmara de 576 megapixels do ZTF, que varre rapidamente todo o céu a cada três noites e a maior parte do plano da Via Láctea todas as noites. Burdge encontrou ZTF J1539+5027 executando um programa de computador que rastreou 10 milhões de objetos cósmicos, procurando mudanças durante um período de três meses. Assim que encontrou objetos candidatos com o ZTF, ele usou o NOAO (National Optical Astronomy Observatory) em Kitt Peak para acompanhar e encontrar os candidatos mais promissores. Observações posteriores com o Telescópio Hale de 200 polegadas, no Observatório Palomar, ajudaram a refinar as medições do novo sistema.

As anãs brancas começam as suas vidas como estrelas como o nosso Sol, exceto que estavam unidas como um par íntimo. À medida que as estrelas envelheceram, transformaram-se em gigantes vermelhas, embora não ao mesmo tempo. Com o tempo, as estrelas inchadas soltaram as suas camadas externas, deixando para trás duas estrelas mortas, as anãs brancas.

Às vezes estas anãs brancas binárias fundem-se numa única estrela, e outras vezes a órbita aumenta à medida que a anã branca mais leve é gradualmente destruída pela mais massiva. Mas ainda não os astrônomos não têm certeza do que acontecerá neste caso.

Outro mistério que os pesquisadores esperam responder no futuro envolve a temperatura da anã branca mais quente, estimada em 50.000 ºC, ou nove vezes mais quente do que o Sol. Pensa-se que esta anã branca seja tão quente porque está começando a absorver material da sua companheira, um processo que aquece este material a temperaturas escaldantes. Este processo de acreção é geralmente associado a raios X, mas os pesquisadores não estão detectando os mesmos.

Uma possibilidade é que os pontos de acreção na anã branca sejam maiores do que o normal, podendo resultar na emissão de luz ultravioleta e visível em vez de raios X.

A equipe diz que o par de anãs brancas, localizado a quase 8.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Boieiro, deverá continuar piscando no céu noturno por aproximadamente cem mil anos. Os astrônomos amadores até poderão observar o par como um único ponto no céu, piscando a cada sete minutos, com a ajuda de um telescópio com pelo menos um metro de tamanho.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: California Institute of Technology

As estrelas nascem em silêncio

Esta imagem da galáxia Centaurus A foi obtida com o céu límpido pelo mais novo observatório operacional do ESO, o SPECULOOS (Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars), instalado no Observatório do Paranal no Chile.

© ESO/SPECULOOS (NGC 5128)

Este observatório de última geração está equipado com um conjunto de quatro telescópios de 1 metro, cada um com o nome de uma das quatro luas galileanas. Os telescópios SPECULOOS são vizinhos de dois dos telescópios mais poderosos do ESO, o Very Large Telescope (VLT) e o VISTA. O SPECULOOS pretende mapear até dez vezes mais estrelas anãs vermelhas do que o telescópio TRAPPIST (situado no Observatório de La Silla). Prevê-se estatisticamente que, desde modo, ele descobrirá pelo menos doze sistemas estelares de tamanho semelhante ao agora famoso sistema TRAPPIST-1.

A galáxia Centaurus A (NGC 5128) é um dos objetos mais brilhantes no céu noturno do Hemisfério Sul, localizado na constelação do Centauro. Foi descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop no antigo Observatório de Parramata. A uma distância de 11 milhões de anos-luz, trata-se da galáxia com um núcleo ativo (AGN) mais próxima de nós. Os astrônomos pensam que originalmente uma galáxia elíptica colidiu com uma galáxia espiral relativamente menor, adquirindo assim a forma peculiar que vemos agora. A NGC 5128 possui uma impressionante coleção de estrelas. Nesta imagem podemos ver regiões de formação estelar vermelho/rosa em baixo à esquerda, aglomerados de estrelas azuis jovens no canto superior direito da imagem e faixas de poeira captadas com detalhes impressionantes.

Em direção ao centro da galáxia, restos de poeira cósmica estão sendo lentamente "engolidos" pelo buraco negro supermassivo, que tem uma massa de aproximadamente 100 milhões de vezes a massa do Sol. Esta acreção de matéria faz com que intensas ondas de rádio sejam emitidas pelo AGN.

Esta imagem foi obtida como uma das imagens de primeira luz dos telescópios SPECULOOS. As imagens de primeira luz são as primeiras imagens captadas por um telescópio quando este está em fase de comissionamento para operações científicas, para se garantir que esteja em boas condições de funcionamento e que as imagens estejam claras.

Fonte: ESO

Observando uma galáxia de perfil

Acredite ou não, este longo traço luminoso, salpicado de bolhas e bolsos de material, é uma galáxia espiral como a Via Láctea. Mas como pode ser isso?

© Hubble/A. Filippenko/R. Jansen (NGC 3432)

Acontece que vemos esta galáxia, chamada NGC 3432, orientada diretamente para nós a partir de nosso ponto de vista aqui na Terra. Os braços espirais da galáxia e o núcleo brilhante estão escondidos e, em vez disso, vemos a fina faixa de suas partes mais externas.

Bandas escuras de poeira cósmica, manchas de brilho variáveis e regiões cor-de-rosa de formação de estrelas ajudam a entender a verdadeira forma da NGC 3432, mas ainda é um desafio!

Mas observatórios como o telescópio espacial Hubble observam galáxias espirais em todos os tipos de orientação.

A galáxia NGC 3432 está localizada na constelação de Leão Menor. Outros telescópios que tiveram a NGC 3432 na sua mira incluem os do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), do Galaxy Evolution Explorer (GALEX) e do Infrared Astronomical Satellite (IRAS).

Fonte: ESA

Como os buracos negros moldam galáxias

Dados do observatório de raios X XMM-Newton da ESA revelaram como os buracos negros supermassivos moldam as suas galáxias hospedeiras com ventos fortes que varrem a matéria interestelar.

© ESA (ilustração de ventos ultrarrápidos soprados por um buraco negro supermassivo)

Num novo estudo, os cientistas analisaram oito anos de observações do XMM-Newton do buraco negro no centro de uma galáxia ativa conhecida como PG 1114+445, mostrando como os ventos ultrarrápidos, fluxos de gás emitidos do disco de acreção muito próximo do buraco negro, interagem com a matéria interestelar nas partes centrais da galáxia. Estes fluxos já tinham sido vistos antes, mas o novo estudo identifica claramente, e pela primeira vez, três fases da sua interação com a galáxia hospedeira.

"Estes ventos podem explicar algumas correlações surpreendentes que os cientistas conhecem há anos, mas que não conseguiam explicar," disse Roberto Serafinelli do Instituto Nacional de Astrofísica de Milão, Itália, que realizou a maior parte do trabalho como parte do seu doutoramento na Universidade de Roma Tor Vergata.

"Por exemplo, vemos uma correlação entre as massas de buracos negros supermassivos e a dispersão de velocidade das estrelas nas partes internas das suas galáxias hospedeiras. Mas não há como tal se deva ao efeito gravitacional do buraco negro. O nosso estudo mostra, pela primeira vez, como estes ventos de buracos negros impactam a galáxia em maior escala, possivelmente fornecendo o elo que faltava."

Os astrônomos já haviam detectado dois tipos de fluxos nos espectros de raios X emitidos pelos núcleos ativos das galáxias, as densas regiões centrais das galáxias conhecidas por conter buracos negros supermassivos. Os chamados fluxos ultrarrápidos (em inglês "ultra-fast outflows", ou UFOs), feitos de gás altamente ionizado, viaja a velocidades de até 40% da velocidade da luz e são observáveis nas proximidades do buraco negro central.

Os fluxos mais lentos, conhecidos como absorvedores quentes, viajam a velocidades muito mais baixas, de centenas de quilômetros por segundo, e possuem características físicas semelhantes - como densidade de partículas e ionização - à matéria interestelar circundante. É mais provável que estes fluxos mais lentos sejam detectados a distâncias maiores dos centros das galáxias.

No novo estudo, os cientistas descrevem um terceiro tipo de fluxo que combina características dos dois anteriores: a velocidade de um UFO e as propriedades físicas de um absorvedor quente.

Este arrasto acontece a uma distância de dezenas a centenas de anos-luz do buraco negro. O UFO gradualmente empurra a matéria interestelar para longe das partes centrais da galáxia, limpando-a do gás e diminuindo a acreção da matéria em torno do buraco negro supermassivo.

Embora os modelos já tenham previsto antes este tipo de interação, o estudo atual é o primeiro a apresentar observações reais das três fases.

Esta primeira interação acontece muitos anos depois do UFO ter deixado o buraco negro. Mas a energia do UFO permite que o buraco negro relativamente pequeno tenha impacto sobre o material muito além do alcance da sua força gravitacional.

De acordo com os cientistas, os buracos negros supermassivos transferem a sua energia para o ambiente circundante através destes fluxos e gradualmente limpam as regiões centrais da galáxia de gás, o que pode então interromper a formação estelar. A galáxias de hoje produzem estrelas com muito menos frequência do que costumavam nos estágios iniciais da sua formação.

A resolução de energia sem precedentes do XMM-Newton foi fundamental para diferenciar os três tipos de características correspondentes aos três tipos de fluxos. No futuro, com observatórios novos e mais poderosos, como o ATHENA (Advanced Telescope for High ENergy Astrophysics) da ESA, os astrônomos poderão observar centenas de milhares de buracos negros supermassivos, detectando estes fluxos mais facilmente. O ATHENA, que será mais de 100 vezes mais sensível do que o XMM-Newton, deverá ser lançado no início da década de 2030.

Mais dados, no futuro, vão ajudar a desvendar as complexas interações entre os buracos negros supermassivos e as suas galáxias hospedeiras em detalhe e a explicar a diminuição na formação estelar que que tem ocorrido ao longo de bilhões de anos.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

A primeira supernova observada pelo satélite TESS

Quando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA foi lançado para o espaço em abril de 2018, o seu objetivo era específico: procurar novos planetas no Universo.

© Pixabay (ilustração do brilho resplandecente de uma estrela)

Mas numa recente exploração, uma equipe de astrônomos da Universidade Estatal de Ohio mostrou que o levantamento TESS, também pode ser usado para monitorar um tipo específico de supernova, dando aos cientistas mais pistas sobre o que faz com que as anãs brancas expludam, e sobre os elementos que estas explosões deixam para trás.

Nota-se que esta supernova não é consistente com uma anã branca que retira massa diretamente de uma companheira estelar, o tipo de ideia padrão que propicia encontrar assinaturas de hidrogênio. Isto porque a curva de luz do TESS não mostra nenhuma evidência de uma companheira, e considerando que as assinaturas do hidrogênio nos espectros SALT não evoluem como os outros elementos, podemos descartar o modelo padrão.

Pensa-se que uma anã branca explode num tipo específico de supernova, Tipo Ia, depois de recolher massa de uma estrela companheira próxima e crescer demasiado para permanecer estável. Os astrônomos teorizaram que a explosão deixaria para trás traços de hidrogênio, um bloco de construção crucial das estrelas e do Universo inteiro. As anãs brancas, pela sua natureza, já queimaram todo o seu hidrogênio e, portanto, não seriam uma fonte de hidrogênio de uma supernova.

Mas até esta observação de uma supernova com o TESS, os astrônomos nunca tinham visto estes traços de hidrogênio no rescaldo da explosão: esta supernova é a primeira do seu tipo em que o hidrogênio foi encontrado.

O hidrogênio poderia significar que a anã branca consumiu uma estrela próxima. Neste cenário, a segunda estrela seria uma estrela normal no meio da sua vida útil, não uma segunda anã branca. Mas quando os astrônomos mediram a curva de luz desta supernova, a curva indicava que a segunda estrela era uma segunda anã branca. Então, de onde veio o hidrogênio?

Com base na curva de luz, é possível que o hidrogénio pode estar vindo de uma terceira estrela no sistema.

Os pesquisadores combinaram dados do TESS com dados do ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). O ASAS-SN é liderado pela mesma instituição de ensino e é composto por pequenos telescópios espalhados pelo planeta que vigiam o céu em busca de supernovas em galáxias distantes.

O TESS, em comparação, foi construído para procurar planetas próximos na nossa Galáxia, e para fornecer dados muito mais depressa do que os telescópios espaciais anteriores.

A equipe combinou dados do TESS e do ASAS-SN com dados do SALT (South African Large Telescope) para avaliar os elementos deixados no rescaldo da explosão de supernova. Eles encontraram tanto hidrogênio quanto hélio, dois indicadores que a estrela que explodiu consumiu, de alguma forma, uma estrela companheira próxima.

A supernova observada é do Tipo Ia, um tipo de supernova que pode ocorrer quando duas estrelas se orbitam uma à outra, caracterizando um sistema binário. Em alguns casos de uma supernova do Tipo Ia, uma destas estrelas é uma anã branca.

Uma anã branca queimou todo o seu combustível nuclear, deixando para trás apenas um núcleo muito quente (a temperatura de uma anã branca excede 100.000 K). A menos que a estrela cresça roubando energia e matéria de uma estrela próxima, a anã branca passa os próximos bilhões de anos arrefecendo antes de se transformar num pedaço de carbono negro.

Ma se a anã branca e outra estrela estiverem num sistema binário, a anã branca lentamente recebe massa da outra estrela até que, eventualmente, a anã branca explode como supernova.

As supernovas do Tipo Ia são importantes para a ciência espacial, pois ajudam os astrônomos medirem distâncias no espaço e calculando a rapidez com que o Universo está se expandindo.

A pesquisa foi publicada na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: The Ohio State University

Uma galáxia vista inclinada

De vez em quando, o telescópio espacial Hubble vislumbra um objeto comum, ou seja, uma galáxia espiral, de uma maneira interessante ou incomum.

© Hubble (NGC 3169)

Uma perspectiva nitidamente inclinada, como a mostrada nesta imagem, evidenciando uma barreira no centro luminoso da galáxia.

No caso da galáxia espiral NGC 3169, essa barreira é a poeira espessa embutida nos braços espirais da galáxia. A poeira cósmica compreende um pot-pourri de partículas, incluindo gelo de água, hidrocarbonetos, silicatos e outros materiais sólidos. Tem muitas origens e fontes, desde as sobras da formação de estrelas e planetas a moléculas modificadas ao longo de milhões de anos por interações com a luz estelar.

A NGC 3169 está localizada a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Sextante. É parte do grupo de galáxias Leão I, e como o Grupo Local que abriga nossa galáxia, a Via Láctea, faz parte de uma congregação galáctica maior conhecida como o Superaglomerado de Virgem.

Fonte: ESA

O que são buracos negros de massa intermediária?

Os buracos negros são objetos muito densos que contêm tanta matéria aprisionada em um volume tão pequeno que sua gravidade é forte o suficiente para impedir que até mesmo a luz escape de suas superfícies.

© B. Kiziltan/T. Karacan (ilustração de buraco negro de massa intermediária)

Embora a primeira previsão de um buraco negro tenha sido feita há quase 250 anos pelo filósofo e clérigo inglês John Michell, o primeiro candidato ao buraco negro, Cygnus X-1, só foi descoberto em 1971.

Nas últimas décadas, os astrônomos compilaram muitas evidências da existência de buracos negros em ambas as extremidades do espectro de massa. Pesquisadores descobriram pequenos buracos negros que pesam apenas até 100 vezes a massa do Sol, bem como buracos negros supermassivos que podem atingir bilhões de vezes a massa de seus irmãos de tamanho estelar.

Acredita-se que os buracos negros de massa estelar se formam quando uma estrela relativamente massiva morre de forma espetacular. Enquanto a estrela exausta queima seus traços finais de combustível, sua imensa gravidade faz com que ela desmorone sobre si mesma. Se a estrela em colapso não for muito grande, o material ressalta o núcleo denso da estrela. Isso causa uma explosão de supernova, geralmente deixando para trás uma minúscula anã branca ou uma estrela de nêutrons. Mas se o remanescente sobrevivente for maior do que cerca de três massas solares, nem mesmo os nêutrons bem compactados podem impedir que o núcleo do tamanho de uma cidade continue a coalescer em um buraco negro de massa estelar.

Por outro lado, existe também uma classe de buracos negros conhecidos como buracos negros supermassivos, que servem como âncoras gravitacionais centrais da maioria, se não de todas, grandes galáxias. Embora os buracos negros supermassivos estejam entre milhões e bilhões de vezes a massa do Sol, eles carregam toda esta matéria em uma região aproximadamente do tamanho de uma única estrela. Existem muitas linhas de evidência que indicam que estes gigantes cósmicos são comuns em todo o Universo, mas exatamente como e quando eles se formaram ainda permanece um mistério.

Mas, também não deveria existir uma classe de buracos negros de tamanho intermediário que dividem a diferença entre buracos negros de massa estelar e supermassivos? Estes pesos médios cósmicos, que variam de cerca de 100 a 1 milhão de massas solares, são referidos como buracos negros de massa intermediária. E embora os astrônomos tenham encontrado vários candidatos de buracos negros de massa intermediária convincentes espalhados pelo Universo, ainda não se sabe se eles realmente existem. No entanto, a evidência está começando a se acumular.

Embora a prova conclusiva dos buracos negros de massa intermediária continue indefinida, nas últimas décadas, tem havido uma série de estudos que revelaram evidências intrigantes indicando a existência destes buracos negros.

Por exemplo, em 2003, os pesquisadores usaram o observatório espacial XMM-Newton da ESA para identificar duas fontes de raios X distintas na galáxia NGC 1313. Porque os buracos negros tendem a engolir ferozmente materiais que ficam muito próximos e expelem alta radiação de energia, eles são alguns dos mais fortes emissores conhecidos de raios X. E ao identificar as fontes de raios X da NGC 1313 e estudar como elas periodicamente brilham, em 2015, os pesquisadores conseguiram restringir a massa de um dos suspeitos buracos negros da galáxia, conhecida como NGC 1313 X-1. Eles calcularam que possui cerca de 5.000 vezes a massa do Sol, o que o colocaria firmemente na faixa de massa de um buraco negro de massa intermediária.

Da mesma forma, em 2009, os pesquisadores descobriram evidências ainda mais fortes da existência de um buraco negro de tamanho médio. Localizado a cerca de 290 milhões de anos-luz de distância perto da borda da galáxia ESO 243-49, a equipe observou uma fonte de raios X incrivelmente brilhante chamada HLX-1 (fonte de raios X hiperluminosa 1) que não tinha uma contrapartida óptica.

Isto sugere que o objeto não é simplesmente uma estrela ou uma galáxia de fundo. Além disso, os pesquisadores descobriram que a assinatura de raios X do HLX-1 variou com o tempo, sugerindo que um buraco negro está brilhando cada vez que uma estrela próxima faz uma aproximação, alimentando gás para o buraco negro e causando breves explosões de raios X que então desaparecem lentamente. Com base nos brilhos observados, os pesquisadores calcularam uma massa mínima do buraco negro de cerca de 500 vezes a massa do Sol, embora algumas estimativas coloquem seu peso mais próximo de 20.000 massas solares.

Mais recentemente, astrônomos começaram a descobrir fortes evidências de buracos negros intermediários perto do núcleo da Via Láctea. Por exemplo, em janeiro de 2019, astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para traçar correntes de gás que orbitam um buraco negro de massa intermediária, com uma massa aparente de aproximadamente 32.000 vezes a massa do Sol.

Localizado a escassos 23 anos-luz do buraco negro supermassivo da Via Láctea, Sagitário A*, a descoberta sugere que o recém-descoberto buraco negro de massa intermediária poderia fundir-se com os cerca de 4 milhões de massa solar do Sagitário A* num futuro não muito distante.

Os recentes sucessos do projeto de ondas gravitacionais LIGO-Virgo, que identificou 20 buracos negros de massa estelar sondando o Universo em busca de ondas gravitacionais que são produzidas quando os buracos negros se fundem, proporcionou aos pesquisadores um novo método para procurar pequenos e médios buracos negros.

Embora a colaboração LIGO-Virgo ainda não tenha descoberto ondas gravitacionais de fusões entre buracos negros maiores que cerca de 40 massas solares, futuramente, com a melhoria na sensibilidade dos detectores de ondas gravitacionais haverá uma melhor compreensão da frequência das fusões dos buracos negros de massa intermediária. A terceira corrida de observação começou a coletar dados a partir de 1º de abril de 2019, e os cientistas de ondas gravitacionais estão muito esperançosos em observar estas fontes indescritíveis em breve!

Portanto, nos próximos anos será possível encontrar uma prova definitiva do elo perdido entre os buracos negros pequenos e superdimensionados.

Fonte: Astronomy

Nova medição da constante de Hubble altera a expansão do Universo

Cientistas da Universidade de Chicago fizeram uma nova medição da rapidez com que o Universo está se expandindo, usando um tipo de estrela totalmente diferente dos empreendimentos anteriores.

© Norval Glover (ilustração da medição da expansão do Universo usando gigantes vermelhas)

Este valor cai no centro de uma questão muito debatida em astrofísica que pode exigir um modelo inteiramente novo do Universo.

Os cientistas sabem há quase um século que o Universo está se expandindo, mas o valor exato de quão rápido está crescendo teima em manter-se elusivo. Em 2001, a professora Wendy Freedman liderou uma equipe que usou estrelas distantes para fazer uma medição histórica deste valor, ou seja, a constante de Hubble, mas não está de acordo com outra medição importante, e a tensão entre os dois números tem persistido mesmo quando cada lado faz leituras cada vez mais precisas.

Os astrônomos efetuaram uma nova medição da constante de Hubble usando uma classe estelar conhecida como gigante vermelha. As suas observações, feitas com o telescópio espacial Hubble, indicam que o ritmo de expansão do nosso canto do Universo é ligeiramente inferior a 70 km/s/Mpc (quilômetros por segundo por megaparsec), um pouco menos que a sua medição anterior.

A constante de Hubble é o parâmetro cosmológico que define a escala, o tamanho e a idade do Universo; é uma das formas mais diretas que temos de quantificar como o Universo evolui. A constante de Hubble é assim chamada em homenagem ao astrônomo pioneiro Edwin Hubble, sustenta tudo no Universo, desde a nossa estimativa de quando o Big Bang teve lugar até à quantidade de matéria escura existente. Ajuda os cientistas a esboçar uma teoria da história e estrutura do Universo; e, inversamente, se existirem falhas nesta teoria, uma medição precisa da constante de Hubble pode ajudar à sua detecção.

Há vinte anos, a equipe do Hubble Space Telescope Key Project, liderada por Freedman, anunciou que tinha medido o valor usando estrelas distantes chamadas Cefeidas, que pulsam em intervalos regulares. O seu programa concluiu que o valor da constante de Hubble era de 72 km/s/Mpc. À medida que os astrônomos refinavam as suas análises e recolhiam novos dados, este número permaneceu relativamente estável, em aproximadamente 73 km/s/Mpc.

Mas, mais recentemente, os cientistas adotaram uma abordagem muito diferente: a construção de um modelo baseado na estrutura ondulante da luz remanescente dos primeiros momentos do Big Bang, chamada Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas (CMB - Cosmic Microwave Background). Se corressem um modelo para a frente no tempo, extrapolando os primeiros momentos do Universo, alcançavam um valor de 67 km/s/Mpc. Este desacordo é significativo, quase 10%, e continuou a solidificar-se com o tempo.

Uma parte central do desafio em medir o Universo é que é muito difícil calcular com precisão as distâncias de objetos distantes. A equipe de Freedman analisou originalmente dois tipos de estrelas que possuem características confiáveis que permitem usá-las em combinação com medições cosmológicas: as supernovas do Tipo Ia, que explodem com um brilho uniforme; e as variáveis Cefeidas, estrelas que pulsam em intervalos regulares que podem ser combinados com os seus picos de brilho. Mas ainda é possível que exista algo sobre as cefeidas que os cientistas ainda não tenham entendido completamente, o que pode estar gerando erros.

A equipe de Freedman procurou verificar os seus resultados estabelecendo um caminho novo e inteiramente independente para a constante de Hubble usando um tipo de estrela totalmente diferente.

Certas estrelas terminam as suas vidas como um tipo de estrela muito luminosa chamada gigante vermelha. A certo ponto, a estrela sofre um evento catastrófico chamado flash de hélio, no qual a temperatura sobe para cerca de 100 milhões K e a estrutura da estrela é rearranjada, o que acaba diminuindo dramaticamente a sua luminosidade (isto acontecerá um dia com o nosso próprio Sol, que também se tornará numa gigante vermelha). Os astrônomos podem ver o ponto onde todas as luminosidades das estrelas caem, e podem usar isso como uma maneira de determinar a distância.

Sabendo a distância de uma galáxia é possível verificar a rapidez com que esta galáxia se afasta de nós, que é o resultado da sua distância vezes a constante de Hubble. Felizmente, a velocidade de uma galáxia é fácil de medir, a luz que vem das galáxias muda dependendo da rapidez com que a galáxia se afasta de nós.

Os novos cálculos forneceram uma constante de Hubble de 69,8 km/s/Mpc, no meio dos valores previamente determinados.

O método da gigante vermelha é independente das cefeidas e é incrivelmente preciso. As estrelas usadas são de menor massa, têm diferentes histórias evolutivas e estão localizadas em diferentes regiões de galáxias distantes.

Estes resultados sugerem que ainda não temos a resposta final sobre a certeza do modelo padrão da cosmologia.

O novo artigo será publicado em breve na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Univerity of Chicago