Jovem Júpiter foi atingido de frente por enorme protoplaneta

Segundo um estudo, uma colisão colossal entre Júpiter e um planeta ainda em formação no início do Sistema Solar, há cerca de 4,5 bilhões de anos, pode explicar leituras surpreendentes da nave espacial Juno da NASA.

© K. Suda/Y Akimoto (ilustração da colisão entre um jovem Júpiter e um protoplaneta massivo)

Astrônomos da Universidade Rice e da Universidade Sun Yat-sen da China dizem que o seu cenário de impacto pode explicar as leituras gravitacionais anteriormente confusas da sonda Juno, que sugerem que o núcleo de Júpiter é menos denso e mais extenso do que o esperado.

As principais teorias sobre a formação de planetas sugerem que Júpiter começou como um planeta denso, rochoso ou gelado que mais tarde reuniu a sua atmosfera espessa do disco primordial de gás e poeira que deu origem ao nosso Sol.

Os astrônomos realizaram milhares de simulações de computador e descobriu que um Júpiter em rápido crescimento pode ter perturbado as órbitas de "embriões planetários" próximos, protoplanetas que estavam nos estágios iniciais da formação planetária.

Os cálculos incluíram estimativas da probabilidade de colisões sob diferentes cenários e da distribuição de ângulos de impacto. Em todos os casos, os pesquisadores descobriram que havia pelo menos 40% de hipóteses de que Júpiter engolisse um embrião planetário nos primeiros milhões de anos. Além disso, Júpiter produziu em massa um "forte foco gravitacional" que deu origem a colisões frontais mais comuns do que aquelas apenas raspantes.

Os impactos em ângulos que apenas raspam o planeta podem fazer com que o objeto impactante se torne preso gravitacionalmente e afunde gradualmente no núcleo de Júpiter, e os embriões planetários menores tão massivos quanto a Terra se desintegrariam na espessa atmosfera de Júpiter.

O único cenário que resultou num perfil de densidade de núcleo semelhante ao que a Juno mede hoje é um impacto frontal com um embrião planetário cerca de 10 vezes mais massivo do que a Terra.

Os cálculos sugerem que, mesmo que este impacto tenha ocorrido há 4,5 bilhões de anos, ainda poderá levar muitos bilhões de anos para que o material pesado volte a assentar num núcleo denso sob as circunstâncias sugeridas pelo estudo.

A missão Juno foi desenhada para ajudar os cientistas a melhor compreender a origem e a evolução de Júpiter. A sonda, lançada em 2011, transporta instrumentos para mapear os campos gravitacionais e magnéticos de Júpiter e para investigar a estrutura interna profunda do planeta.

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Rice University

Uma anã branca “impossível” identificada nos dados do Kepler

As anãs brancas possuem uma variedade de tamanhos diferentes. Uma anã branca típica pode ter em torno de 0,6 da massa solar e surgir quando uma estrela isolada com algumas vezes a massa do Sol se expande em uma gigante vermelha, esgota seu suprimento de combustível e expele suas camadas externas.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de auto-lente gravitacional de par de estrelas)

Mas algumas anãs brancas observadas têm massas muito menores, entre 0,15 e 0,3 da massa solar. Para produzir uma massa remanescente tão pequena, a massa da estrela progenitora inicial também teria que ser muito baixa. Mas isso representa um problema: estrelas menores demoram mais para evoluir, então uma estrela de massa tão baixa precisaria mais do que a idade do Universo para exaurir seu suprimento de combustível!

Como a evolução estelar isolada não consegue explicar as anãs brancas de massa extremamente baixa, há uma outra explicação: as interações binárias. Neste cenário, a órbita próxima de duas estrelas em um binário resulta em material sendo retirado da estrela progenitora, acelerando sua perda de massa e permitindo que ela evolua para uma anã branca de baixa massa.

Até agora, esta explicação se encaixou  nas observações. Mas agora, a descoberta de uma nova anã branca de baixa massa está desafiando nossa compreensão.

Em uma nova pesquisa, uma equipe de cientistas liderada por Kento Masuda, da Universidade de Princeton, apresenta a descoberta do sistema binário KIC 8145411 a partir dos dados do Kepler. Este binário único é um dos cinco sistemas de auto-lentes conhecidos: um objeto no binário gravitacionalmente amplifica a luz do outro à medida que passa na frente uma vez por órbita.

Masuda e colaboradores usam observações de acompanhamento do Observatório Fred Lawrence Whipple, no Arizona, e do telescópio Subaru, no Havaí, para determinar as propriedades do sistema, confirmando que estamos analisando uma anã branca com massa solar de 0,2 que orbita uma estrela parecida com o Sol, eclipsando-a.

A órbita da KIC 8145411 é bastante ampla, a 1,28 UA (um período de ~ 450 dias), dez vezes mais ampla para a progenitora primária e a anã branca interagirem da maneira esperada.

Masuda e colaboradores discutem alguns mecanismos de formação propostos da existência desta anã branca, como interações com um objeto terciário ejetado ou engolido, mas nenhum deles é especialmente satisfatório.

Os autores apontam que tivemos apenas uma chance em 200 de detectar este sistema em particular, devido à sua orientação de perfil, o que provavelmente significa que a KIC 8145411 é apenas a ponta do iceberg. Novas pesquisas dedicadas podem revelar muito mais destes sistemas no futuro, ajudando explicar por que esta anã branca é possível, afinal de contas!

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Sky & Telescope

ALMA identificou antepassados "escuros" de galáxias elípticas gigantes

Os astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para identificar 39 galáxias tênues que não foram observadas na visão mais profunda do Universo do telescópio espacial Hubble, a 10 bilhões de anos-luz de distância.

© NAOJ (ilustração de galáxias distantes observadas com o ALMA)

São dez vezes mais numerosas do que galáxias igualmente massivas, mas visualmente brilhantes, detectadas com o Hubble. Os pesquisadores assumem que estas galáxias fracas antecedem as galáxias elípticas massivas no Universo atual. No entanto, nenhuma teoria significativa para a evolução do Universo previu uma população tão abundante de galáxias massivas escuras e formadoras de estrelas. Os novos resultados do ALMA colocam em questão a nossa compreensão do Universo primitivo.

"Estudos anteriores descobriram galáxias com formação estelar extrema no Universo primitivo, mas a população é bastante limitada," disse Tao Wang, da Universidade de Tóquio, da Comissão Francesa de Energias Alternativas e Energia Atômica (CEA) e do National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) do Japão. "A formação estelar nas galáxias tênues que identificamos é menos intensa do que em galáxias extremamente ativas, mas estas são 100 vezes mais abundantes. É importante estudar um componente tão importante da história do Universo para compreender a formação das galáxias."

Wang e a sua equipe observaram três "janelas" ALMA do Universo profundo, abertas pelo telescópio espacial Hubble: os campos CANDELS. A equipe descobriu 63 objetos extremamente vermelhos nas imagens infravermelhas obtidas pelo telescópio espacial Spitzer da NASA: são demasiado vermelhas para serem detectadas com o Hubble. No entanto, a resolução espacial limitada do Spitzer impediu que os astrônomos identificassem a sua natureza.

O ALMA detectou emissão de ondas submilimétricas de 39 dos 63 objetos extremamente vermelhos. Graças à sua alta resolução e sensibilidade, o ALMA confirmou que são galáxias massivas com formação estelar e que estão produzindo estrelas 100 vezes de modo mais eficiente do que a Via Láctea. Estas galáxias são representativas da maioria das galáxias massivas do Universo de há 10 bilhões de anos, a maioria das quais até agora não tinham sido discernidas por estudos anteriores.

Ao manter este ritmo de formação estelar, as galáxias detectadas pelo ALMA provavelmente se transformariam na primeira população de galáxias elípticas massivas formadas no início do Universo, mas são inesperadamente abundantes. Os cientistas estimaram a sua densidade numérica como equivalente a 530 objetos por cada grau quadrado do céu. Esta densidade numérica excede em muito as previsões dos modelos teóricos atuais e das simulações de computador. Além disso, de acordo com o modelo amplamente aceito do Universo com um tipo particular de matéria escura, é um desafio construir um grande número de objetos massivos numa fase tão inicial do Universo. Como um todo, os resultados atuais do ALMA desafiam a nossa atual compreensão da evolução do Universo.

As galáxias elípticas massivas estão localizadas no coração de aglomerados de galáxias. Elas formaram a maioria das suas estrelas no início do Universo. No entanto, pesquisas anteriores pelas progenitoras destas galáxias massivas não tiveram sucesso porque foram baseadas apenas em galáxias que são facilmente detectáveis com o Hubble. A descoberta deste grande número de galáxias tênues e massivas, invisíveis ao Hubble, fornece evidências diretas da montagem precoce de galáxias massivas durante os primeiros bilhões de anos do Universo. Observações de acompanhamento mais detalhadas, com o ALMA e com o futuro telescópio espacial James Webb da NASA, serão essenciais para fornecer informações adicionais sobre a natureza destas galáxias. Os novos estudos poderão construir um quadro completo da formação galáctica no Universo inicial.

Os resultados foram publicados na última edição da revista Nature.

Fonte: University of Tokyo

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