A regeneração da água nos asteroides

Os cientistas descobriram como as moléculas de água podem ser regeneradas nos asteroides que se deslocam pelo espaço, num avanço que pode estender-se a outros corpos como a Lua.

© U. Curtin (ilustração de um asteroide passando perto da Terra)

A nova pesquisa mostra que a água pode ser reabastecida à superfície dos asteroides caso o vento solar e os impactos de meteoroides se juntem a temperaturas muito baixas.

A principal autora australiana, a Dra. Katarina Mijkovic, do Centro de Ciência e Tecnologia Espacial da Universidade Curtin, disse que pesquisa provou que dois componentes do clima espacial, elétrons e choque térmico, são necessários para manter o abastecimento de moléculas de água nos asteroides, em vez de apenas um, como se pensava anteriormente.

"Este processo complexo para regenerar moléculas de água à superfície também pode ser um mecanismo possível para reabastecer o suprimento de água  em outros corpos sem atmosfera como a Lua," disse a Dra Miljkovic.

"O resultado desta pesquisa tem implicações potencialmente significativas porque todos sabemos que a disponibilidade de água no Sistema Solar é um elemento extremamente importante para a habitabilidade no espaço."

Um pedaço do meteorito Murchison, que caiu na Austrália há 50 anos, possibilitou simular as condições climáticas de um cinturão de asteroides dentro de uma máquina especialmente construída que imita as condições à superfície de um asteroide.

A equipe então usou elétrons energizados para simular ventos solares e lasers para imitar pequenos meteoroides que atingiam o asteroide, enquanto monitorava os níveis das moléculas de água à superfície.

Os impactos de meteoroides deram início à reação, e depois o vento solar atingiu a superfície, deixando os átomos de oxigênio e hidrogênio unidos, criando água.

O papel da Dra Miljkovic como especialista em impactos, foi o de validar o uso da ablação laser como substituto do bombardeamento de micrometeoroides.

Pesquisadores da Universidade do havaí e da Universidade Estatal da Califórnia também participaram da pesquisa.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Curtin University

Explosão no centro da Via Láctea ocorreu há relativamente pouco tempo

Há apenas 3,5 milhões de anos, um gigantesco feixe de energia se originou perto do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, enviando um pulso de radiação em forma de cone pelos dois polos da Galáxia e pelo espaço profundo.

© ASTRO 3D/James Josephides (explosão que surgiu no centro da Via Láctea)

É o que descobriu um novo estudo conduzido por Joss Bland-Hawthorn, do centro de pesquisa australiano ASTRO 3D.

O fenômeno, conhecido como explosão de Seyfert, criou dois “cones de ionização” enormes que viajaram pela Via Láctea, começando com diâmetros relativamente pequenos perto do buraco negro, e se expandido bastante à medida que saíam da galáxia.

A explosão foi tão poderosa que impactou a corrente de Magalhães, uma longa trilha de gás que se estende entre galáxias anãs próximas, chamadas Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães. A corrente de Magalhães fica a uma média de 200.000 anos-luz da Via Láctea.

Segundo a equipe de pesquisadores australianos e americanos, a explosão foi grande demais para ter sido causado por algo que não seja atividade nuclear associada ao buraco negro, chamado Sagitário A (Sgr A*), que é cerca de 4,2 milhões de vezes mais massivo do que o nosso Sol.

Usando dados coletados pelo telescópio espacial Hubble, os pesquisadores calcularam que a explosão maciça ocorreu há pouco mais de três milhões de anos.

Em termos galácticos, isso é surpreendentemente recente. Naquela época, o asteroide que causou a extinção dos dinossauros já estava 63 milhões de anos no passado, e os australopitecos, nossos ancestrais, já andavam pela África.

Os pesquisadores estimam que a explosão durou cerca de 300.000 anos, um período extremamente curto em termos galácticos.

O novo estudo dá sequência a uma pesquisa liderada também por Bland-Hawthorn e publicada em 2013. Esse trabalho anterior analisou evidências de um evento explosivo maciço se originando no centro da Via Láctea, descartou uma explosão nuclear como a causa e tentou ligar a explosão com a atividade do buraco negro Sgr A*.

Esse estudo coloca o Sgr A* como principal suspeito, mas os pesquisadores admitem que ainda há muito mais a ser pesquisado. O modo exato como os buracos negros evoluem, influenciam e interagem com galáxias ainda é um grande problema na astrofísica.

Um artigo será publicado em breve na revista científica The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

Uma galáxia espiral de perfil

O telescópio espacial Hubble vê galáxias de todas as formas, tamanhos, brilho e orientações no cosmos. Às vezes, o telescópio olha para uma galáxia orientada de lado, como vista aqui.

© Hubble (NGC 3717)

A galáxia espiral apresentada nesta imagem é chamada NGC 3717 e está localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Hydra (A Serpente do Mar).

Ver uma espiral quase de perfil pode fornecer uma sensação vívida de sua forma tridimensional. Durante a maior parte de sua extensão, as galáxias em espiral têm a forma de uma fina panqueca. Em seus núcleos, porém, eles têm protuberâncias brilhantes, esféricas e cheias de estrelas que se estendem acima e abaixo deste disco, dando a essas galáxias um formato parecido com o de um disco voador quando são vistas de frente.

A NGC 3717 não é captada perfeitamente na borda nesta imagem; a parte mais próxima da galáxia está levemente inclinada para baixo e o lado oposto é inclinado para cima. Esse ângulo oferece uma visão através do disco e da protuberância central (da qual apenas um lado é visível).

Fonte: ESA

Um pretzel cósmico

Os astrônomos que usam o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obtiveram uma imagem de altíssima resolução, mostrando dois discos nos quais estrelas jovens estão crescendo, alimentadas por uma complexa rede de filamentos de gás e poeira em forma de um pretzel.

© ESO/ALMA ([BHB2007] 11)

Observar esse fenômeno notável lança uma nova luz sobre as fases iniciais da vida das estrelas e ajuda os astrônomos a determinar as condições nas quais nascem as estrelas binárias.

As duas estrelas-bebê foram encontradas no sistema [BHB2007] 11, o membro mais jovem de um pequeno aglomerado estelar na nebulosa escura Barnard 59, que faz parte das nuvens de poeira interestelar denominadas Nebulosa do Cachimbo. Observações anteriores deste sistema binário mostraram a estrutura externa. Agora, graças à alta resolução do ALMA, uma equipe internacional de astrônomos liderada por cientistas do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE), na Alemanha, podemos ver a estrutura interna desse objeto.

“Vemos duas fontes compactas que interpretamos como discos circunstelares em torno de duas estrelas jovens,” explica Felipe Alves do MPE, que liderou o estudo. Um disco circunstelar é o anel de gás e poeira que rodeia uma estrela jovem. A estrela acreta matéria do anel e vai crescendo. “O tamanho de cada um destes discos é semelhante ao cinturão de asteroides do nosso Sistema Solar e a separação entre eles é 28 vezes maior que a distância entre a Terra e o Sol,” diz Alves.

Os dois discos circunstelares estão rodeados por um disco maior, com uma massa total de cerca de 80 massas de Júpiter, que exibe uma complexa rede de estruturas de poeira distribuídas em formas espirais, os laços da rosquinha.

As estrelas-bebê acumulam massa do disco maior em dois estágios. O primeiro estágio é quando a massa é transferida para os discos circunstelares individuais em belos laços giratórios, que é o que a nova imagem do ALMA nos mostra. A análise dos dados também revelou que o disco circunstelar menos massivo, porém mais brilhante — o que vemos na parte inferior da imagem — acumula mais material. No segundo estágio, as estrelas acumulam massa massa a partir de seus discos circunstelares. “Esperamos que esse processo de acréscimo em dois níveis conduza a dinâmica do sistema binário durante sua fase de acréscimo em massa,” acrescenta Alves. “Embora o bom acordo dessas observações com a teoria já seja muito promissor, precisaremos estudar mais sistemas binários jovens em detalhes para entender melhor como é que estrelas múltiplas se formam.”

Esta pesquisa foi apresentada na revista Science.

Fonte: ESO

As "sementes" desaparecidas dos buracos negros no jardim cósmico

No vasto jardim do Universo, os buracos negros mais pesados cresceram a partir de sementes.

© NASA (buracos negros supermassivos no núcleo de galáxias em fusão)

Alimentados pelo gás e poeira que consumiram, ou pela fusão com outros objetos densos, estas sementes cresceram em tamanho e massa para formar os centros das galáxias como a nossa Via Láctea. Mas, ao contrário do reino das plantas, as sementes dos buracos negros gigantes devem ter sido buracos negros também. E ninguém encontrou estas sementes, ainda.

Uma ideia é que os buracos negros supermassivos, o equivalente em massa a centenas de milhares a bilhões de sóis, cresceram a partir de uma população de buracos negros menores que nunca foram vistos. Este grupo elusivo, os "buracos negros de massa intermediária", teriam entre 100 e 100.000 vezes a massa do Sol. Entre as centenas de buracos negros encontrados até agora, existem muitos relativamente pequenos, mas nenhum com certeza no "deserto" intermediário da variedade de massas.

Os cientistas estão trabalhando com poderosos telescópios espaciais da NASA, além de outros observatórios, para rastrear objetos distantes que se encaixam na descrição destas entidades exóticas. Já encontraram dezenas de possíveis candidatos e estão analisanso para confirmá-los como buracos negros. Mas, mesmo que o façam, isto abre um novo mistério: como é que os buracos negros de massa intermediária se formaram?

Um buraco negro é um objeto extremamente denso no espaço, do qual nenhuma luz consegue escapar. Quando o material cai num buraco negro, não tem como sair. E quanto mais um buraco negro se abastece, mais cresce em massa e tamanho.

Os buracos negros menores são chamados de "massa estelar", entre 1 e 100 vezes a massa do Sol. Formam-se quando as estrelas explodem em processos violentos chamados supernovas.

Os buracos negros supermassivos, por outro lado, são as âncoras centrais de galáxias grandes, por exemplo, o nosso Sol e todas as outras estrelas da Via Láctea orbitam um buraco negro chamado Sagitário A* com aproximadamente 4,1 milhões de massas solares. Um buraco negro ainda mais massivo, com 6,5 bilhões de vezes a massa do Sol, serve como peça central da galáxia Messier 87 (M87). O buraco negro supermassivo de M87 aparece na famosa imagem do EHT (Event Horizon Telescope), mostrando um buraco negro e a sua "sombra" pela primeira vez. Esta sombra é provocada pelo horizonte de eventos, o ponto de não retorno do buraco negro, curvando e capturando a luz com a sua forte gravidade.

Os buracos negros supermassivos tendem a ter discos de material em seu redor chamados "discos de acreção", feitos de partículas extremamente quentes e altamente energéticas que brilham à medida que se aproximam do horizonte de eventos, a região de não retorno do buraco negro. Aqueles que fazem os seus discos brilhar intensamente, porque comem muito, são chamados "núcleos galácticos ativos".

A densidade de matéria necessária para criar um buraco negro é incompreensível. Para fazer um buraco negro com 50 vezes a massa do Sol, precisaríamos de colocar o equivalente a 50 sóis numa bola com menos de 300 km de diâmetro. Mas, no caso do buraco negro supermassivo de M87, é como se 6,5 bilhões de sóis fossem comprimidos numa bola maior que a órbita de Plutão. Em ambos os casos, a densidade é tão alta que o material original deve desmoronar numa singularidade, um rasgo no tecido do espaço-tempo.

A chave para o mistério das origens dos buracos negros é o limite físico de quão depressa podem crescer. Até os monstros gigantes nos centros das galáxias têm limites, porque uma certa quantidade de material é repelido pela radiação altamente energética proveniente de partículas quentes perto do horizonte de eventos. Por exemplo, só absorvendo material circundante, um buraco negro de baixa massa pode duplicar a sua massa em 30 milhões de anos.

No início da história do Universo, a semente de um buraco negro de massa intermediária pode ter sido formada a partir do colapso de uma grande nuvem de densa de gás ou de uma explosão de supernova. As primeiras estrelas que explodiram no Universo tinham hidrogênio e hélio puros nas suas camadas exteriores, com elementos mais pesados concentrados no núcleo. Esta é uma receita para um buraco negro muito mais massivo do que as estrelas explosivas modernas, que estão "poluídas" com elementos pesados nas suas camadas exteriores e, portanto, perdem mais massa através dos seus ventos estelares.

Uma pista de que os buracos negros de massa intermediária ainda podem realmente estar por aí veio do LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), uma colaboração entre o California Institute of Technology (Caltech) e o Massachusetts Institute of Technology (MIT). Os detectores do LIGO, em combinação com uma instalação europeia chamada Virgo, estão encontrando muitas fusões diferentes de buracos negros através de ondulações no espaço-tempo chamadas ondas gravitacionais.

Em 2016, o LIGO anunciou uma das descobertas científicas mais importantes dos últimos 50 anos: a primeira detecção de ondas gravitacionais. Especificamente, os detectores captaram o sinal de dois buracos negros em fusão. As massas destes buracos negros têm 29 e 36 vezes a massa do Sol.

É complicado procurar buracos negros no "deserto" da massa intermediária porque os próprios buracos negros não emitem luz. No entanto, os cientistas podem procurar sinais indicadores específicos usando telescópios sofisticados e outros instrumentos. Por exemplo, dado que o fluxo de matéria para um buraco negro não é constante, a massa agregada de material consumido provoca certas variações na emissão de luz no ambiente. Tais mudanças podem ser vistas mais rapidamente em buracos negros menores do que em buracos negros maiores.

O candidato mais promissor a buraco negro de massa intermediária tem o nome HLX-1, com uma massa de cerca de 20.000 vezes a do Sol. HLX-1 significa "Hyper-Luminous X-ray source 1" e a sua produção energética é muito maior que a de estrelas parecidas com o Sol. Foi descoberto em 2009 pelo astrônomo australiano Sean Farrell, usando o telescópio espacial XMM-Newton da ESA. Um estudo de 2012, usando os telescópios espaciais Hubble e Swift da NASA, encontrou sugestões de um aglomerado de jovens estrelas azuis em órbita deste objeto. Pode ter sido o centro de uma galáxia anã engolida pela galáxia maior ESO 243-49. Muitos cientistas consideram HLX-1 um buraco negro de massa intermediária já provado.

Objetos menos brilhantes que podem ser buracos negros de massa intermediária são chamadas fontes de raios X ultraluminosas (ULXs). Uma ULX cintilante chamada NGC 5048 X-1 tem sido especialmente interessante para os cientistas que procuram buracos negros de massa intermediária. Mas os observatórios de raios X NuSTAR e Chandra da NASA surpreenderam ao revelar que muitas ULXs não são buracos negros, são pulsares, remanescentes estelares extremamente densos que parecem pulsar como faróis.

M82 X-1, a fonte de raios-X mais brilhante na galáxia M82, é outro objeto muito brilhante que parece piscar em escalas de tempo consistentes com um buraco negro de massa intermediária. Estas mudanças no brilho estão ligadas com a massa do buraco negro e são provocadas por material em órbita perto da região interior do disco de acreção. Um estudo de 2014 analisou variações específicas na luz de raios X e estimou que M82 X-1 tem uma massa equivalente a 400 sóis. Os cientistas usaram dados de arquivo do satélite RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) da NASA para estudar estas variações de brilho em raios X.

Mais recentemente, os cientistas analisaram um grupo maior de possíveis buracos negros de massa intermediária. Em 2018, os pesquisadores descreveram uma amostra de 10 candidatos reanalisando dados ópticos do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e comparando as perspetivas iniciais com dados de raios X do Chandra e do XMM-Newton. Agora estão utilizando telescópios terrestres no Chile e no Arizona. Os pesquisadores argumentam que estes buracos negros se formaram originalmente no colapso de nuvens gigantes, não em explosões estelares.

As galáxias anãs são lugares interessantes para continuar a procura porque sistemas estelares menores podem hospedar buracos negros de massa muito menor do que os encontrados nos centros de galáxias maiores como a nossa.

Os caçadores de buracos negros de massa intermediária aguardam ansiosamente o lançamento do telescópio espacial James Webb da NASA, que estudará as primeiras galáxias da Universo. O Webb vai ajudar a descobrir o que surgiu primeiro, a galáxia ou o seu buraco negro central, e como este buraco negro pode ter sido produzido. Em combinação com observações de raios X, os dados infravermelhos do Webb serão importantes para identificar alguns dos candidatos mais antigos a buraco negro.

Outra nova ferramenta lançada em julho pela agência espacial russa Roscosmos chama-se Spectrum X-Gamma, uma espaçonave que varre o céu em raios X e transporta um instrumento com espelhos desenvolvidos e contruídos em parceria com a NASA. As informações de ondas gravitacionais da colaboração LIGO-Virgo também vão ajudar na busca, assim como a missão planejada LISA (Laser Interferometer Space Antenna) da ESA.

Fonte: NASA

Missão TESS avista o seu primeiro buraco negro destruidor de estrelas

Pela primeira vez, o satélite caçador de planetas da NASA, TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), observou um buraco negro despedaçando uma estrela num fenômeno cataclísmico chamado evento de perturbação por forças de maré.

© Goddard Space Flight Center (ilustração mostra uma perturbação de maré)

As observações seguintes do Observatório Neil Gehrels Swift da NASA e do ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) produziram o olhar mais detalhado, até à data, dos primeiros momentos de uma destas ocorrências destruidoras de estrelas, o ASASSN-19bt.

O ASAS-SN, uma rede mundial de 20 telescópios robóticos com sede na Universidade Estatal de Ohio, descobriu o evento no dia 29 de janeiro. Astrônomos no Observatório Las Campanas, no Chile, quando receberam o alerta vindo da África do Sul do instrumento sul-africano deste projeto, apontaram rapidamente dois telescópios em Las Campanas para ASASSN-19bt e depois solicitou observações de acompanhamento com o Swift, o XMM-Newton da ESA e com telescópios terrestres de 1 metro na rede global do Observatório Las Cumbres.

O TESS monitora grandes áreas do céu, chamadas setores, durante 27 dias de cada vez. Esta visão prolongada permite que o TESS observe trânsitos, quedas periódicas no brilho de uma estrela que podem indicar planetas em órbita.

A rede ASAS-SN começou a passar mais tempo olhando para os setores do TESS quando o satélite iniciou as suas operações científicas em julho de 2018. Os astrônomos anteciparam que o TESS podia captar a luz precoce de explosões estelares de curta duração, incluindo supernovas e perturbações de maré. O TESS viu o ASASSN-19bt no dia 21 de janeiro, mais de uma semana antes do evento ter ficado suficientemente brilhante para a rede ASAS-SN o detectar. No entanto, o satélite só transmite dados para a Terra a cada duas semanas e, uma vez recebidos, têm que ser processados no Centro de Pesquisa Ames da NASA em Silicon Valley, Califórnia. De modo que os dados iniciais do TESS sobre o evento de perturbação de maré só ficaram disponíveis no dia 13 de março. É por isso que a obtenção de observações precoces de acompanhamento destes eventos depende da coordenação de levantamentos terrestres como o ASAS-SN.

Felizmente, a perturbação também ocorreu na zona de visualização contínua sul do TESS, que estava sempre à vista de uma das quatro câmaras do satélite (O TESS passou a monitorar o céu do hemisfério norte no final de julho). A localização de ASASSN-19bt permitiu com que os pesquisadores acompanhassem o evento em vários setores. Se tivesse ocorrido fora desta zona, o TESS podia ter perdido o início do surto explosivo.

Os astrônomos usaram os dados UV do Swift - os mais precoces já vistos para um evento de perturbação de maré - para determinar que a temperatura caiu cerca de 50%, de aproximadamente 40.000 para 20.000 graus Celsius, em poucos dias. É a primeira vez que uma diminuição tão precoce da temperatura já foi vista numa perturbação de maré, embora algumas teorias o tenham previsto.

O mais típico para estes tipos de eventos foi o baixo nível de emissão de raios X observado pelo Swift e pelo XMM-Newton. Os cientistas não entendem completamente por que razão as perturbações de maré produzem tanta emissão ultravioleta e tão poucos raios X.

Os cientistas têm sugerido várias teorias, talvez a luz ressalte através dos detritos recém-formados e perca energia, ou talvez o disco se forme mais longe do buraco negro do que era estabelecido originalmente e a luz não seja tão afetada pela extrema gravidade do objeto.

Os astrônomos pensam que o buraco negro supermassivo que gerou ASASSN-19bt tem cerca de 6 milhões de vezes a massa do Sol. Está situado no centro de uma galáxia chamada 2MASX J07001137-6602251 localizada a mais ou menos 375 milhões de anos-luz na direção da constelação de Peixe Voador. A estrela destruída pode ter um tamanho parecido ao do nosso Sol.

As perturbações de maré são incrivelmente raras, ocorrendo uma vez a cada 10.000-100.000 anos numa galáxia do tamanho da nossa própria Via Láctea. As supernovas, em comparação, ocorrem mais ou menos a cada 100 anos. No total, os astrônomos observaram apenas cerca de 40 eventos de perturbação por forças de maré, e os cientistas previram que o TESS veria apenas um ou dois na sua missão inicial de dois anos.

O artigo que descreve estas descobertas foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Hawaiʻi

Explorando uma água-viva cósmica

Com o auxílio dos “olhos” do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos mapearam os tentáculos de uma água-viva cósmica: uma série de fluxos de gás saindo de uma galáxia espiral chamada ESO 137-001.

© ESO/ALMA/P. Jachym (ESO 137-001)

Esta cnidária celeste pode ser vista na imagem com todo o detalhe. Os vários elementos que compõem a imagem foram captados por diferentes telescópios. A galáxia e seus arredores foram observados pelo telescópio espacial Hubble; os seus tentáculos que mostram fluxos de hidrogênio e aparecem em tons de violeta brilhante foram observados pelo instrumento MUSE montado no VLT; e os brilhantes pontos de emissão de dióxido de carbono situados no interior do sistema, que aparecem como pontos vermelho-alaranjados, foram observados pelo ALMA.

Estes tentáculos são causados por um fenômeno conhecido por remoção do gás por pressão dinâmica. O espaço entre galáxias em um aglomerado não está vazio, mas cheio de material que age como um fluido viscoso. À medida que uma galáxia atravessa este ambiente viscoso, o gás vai sendo arrancado da galáxia, criando na sua esteira sistemas intricados tal como o que se pode ver em torno da ESO 137-001, situada no aglomerado do Esquadro, ou de Norma. A direção e posição dos tentáculos nos dá informações sobre como é que a galáxia está se movendo, com galáxias geralmente caindo em direção ao centro do próprio aglomerado.

Esta imagem nos fornece o primeiro mapa de alta resolução do gás molecular frio que se encontra dentro de um sistema varrido por pressão dinâmica. A ESO 137-001 é uma das galáxias de água-viva mais próximas da Terra, sendo particularmente interessante devido ao fato dos seus longos e extensos tentáculos de gás conterem as chamadas “bolas de fogo”: episódios de intensa formação estelar. Os mecanismos precisos que governam como é que as estrelas se formam no interior dos tentáculos da água-viva permanecem ainda um mistério e por isso este mapa fornece uma nova janela para as condições necessárias para a formação de novas estrelas em ambientes tão intensos e mutáveis.

A rede ALMA é composta por 66 antenas situadas no planalto do Chajnantor no deserto chileno do Atacama a uma altitude de 5.000 metros. O ALMA observa o céu noturno a partir deste local remoto com o intuito de descobrir os segredos de como o Universo, e os seus estranhos e maravilhosos residentes, incluindo a ESO 137-001, se forma e evolui, revelando-nos mais sobre as nossas origens cósmicas.

Fonte: ESO

Encontrados três buracos negros em rota de colisão

Os astrônomos descobriram três buracos negros gigantes numa colisão titânica de três galáxias.

© SDSS/Chandra (trio de buracos negros)

O sistema é conhecido como SDSS J084905.51+111447.2 (SDSS J0849+1114) e está localizado a um bilhão de anos-luz da Terra.

Para descobrir este grupo raro, os pesquisadores precisaram de combinar dados de telescópios no solo e no espaço. Primeiro, o telescópio SDSS (Sloan Digital Sky Survey), que varre grandes faixas do céu no visível, situado no estado norte-americano do Novo México, fotografou SDSS J0849+1114. Com a ajuda de cientistas cidadãos que participam do projeto chamado Galaxy Zoo, foi rotulado como um sistema de galáxias em colisão.

Então, dados da missão WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA revelaram que o sistema brilhava intensamente no infravermelho durante uma fase na fusão galáctica em que se espera que mais do que um dos buracos negros estivesse se alimentando rapidamente. Para acompanhar estas pistas, os astrônomos voltaram-se para o Chandra e para o LBT (Large Binocular Telescope) no Arizona.

Os dados do Chandra revelaram fontes de raios X, um sinal revelador de material a ser consumido pelos buracos negros, nos centros brilhantes de cada galáxia em fusão, exatamente onde os cientistas esperam que os buracos negros supermassivos residam. O Chandra e o NusTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA também encontraram evidências de grandes quantidades de gás e poeira em torno de um dos buracos negros, típico de um sistema de buracos negros em fusão.

Entretanto, dados no visível do SDSS e do LBT mostraram assinaturas espectrais características de material sendo consumido pelos três buracos negros supermassivos.

Uma das razões pelas quais é difícil encontrar um trio de buracos negros supermassivos é que provavelmente estão envoltos em gás e poeira, bloqueando grande parte da sua luz. As imagens infravermelhas do WISE, os espectros infravermelhos do LBT e as imagens de raios X do Chandra ignoram este problema, porque a luz infravermelha e os raios X penetram nas nuvens de gás com muito mais facilidade do que a luz visível.

Os três buracos negros supermassivos em fusão comportam-se de maneira diferente de apenas um par. Quando existem três buracos negros em interação, um par deve fundir-se num buraco negro maior muito mais depressa do que se os dois estivessem sozinhos. Esta pode ser uma solução para um enigma teórico chamado "problema do parsec final", no qual dois buracos negros supermassivos podem aproximar-se alguns anos-luz um do outro, mas precisariam de uma força extra para se fundirem devido ao excesso de energia que transportam nas suas órbitas. A influência de um terceiro buraco negro, como em SDSS J0849+1114, poderá finalmente reuni-los.

Simulações de computador mostraram que 16% dos pares de buracos negros supermassivos em galáxias em colisão terão interagido com um terceiro buraco negro supermassivo antes de se fundirem. Tais fusões terão produzido ondulações no espaço-tempo chamadas ondas gravitacionais. Estas ondas terão frequências mais baixas do que o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) e o interferômetro europeu de ondas gravitacionais Virgo podem detectar. No entanto, podem ser detectáveis com observações rádio de pulsares, bem como com observatórios espaciais futuros, como o LISA (Laser Interferometer Space Antenna) da ESA, que detectará buracos negros com até um milhão de massas solares.

Um novo artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Enigmática explosão rádio ilumina o halo tranquilo de uma galáxia

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos observaram pela primeira vez uma rápida explosão de ondas rádio passando por um halo galáctico.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do percurso da rápida explosão rádio)

Com uma duração de menos de um milissegundo, esta enigmática explosão de ondas rádio cósmicas chegou quase imperturbável até à Terra, sugerindo assim que o halo da galáxia atravessado tem uma densidade surpreendentemente baixa e um campo magnético bastante fraco. Esta nova técnica poderá ser usada para explorar halos esquivos de outras galáxias.

Utilizando um mistério cósmico para investigar outro, os astrônomos analisaram o sinal de uma rápida explosão rádio no intuito de estudarem o gás difuso existente no halo de uma galáxia massiva. Em novembro de 2018, o radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder) observou uma rápida explosão de ondas rádio, chamada FRB 181112. Observações de acompanhamento com o VLT e outros telescópios revelaram que os pulsos de rádio passaram pelo halo de uma galáxia massiva na sua trajetória até à Terra. Esta descoberta permitiu a análise do sinal de rádio em busca de pistas sobre a natureza do halo de gás.

Os astrônomos ainda não sabem o que causa as rápidas explosões de ondas rádio e apenas recentemente conseguiram localizar as galáxias que deram origem a alguns destes novos sinais rádio muito brilhantes e curtos.

Um halo galáctico contém matéria escura e comum (bariônica) essencialmente sob a forma de um gás ionizado quente. Enquanto a parte luminosa de uma galáxia massiva pode ter uma dimensão de cerca de 30.000 anos-luz, o seu halo aproximadamente esférico apresenta um diâmetro dez vezes maior. O gás do halo alimenta a formação estelar, à medida que se move em direção ao centro da galáxia, enquanto outros processos, tais como explosões de supernovas, podem lançar material para fora das regiões de formação estelar e em direção ao halo galáctico. Uma razão pela qual os astrônomos querem estudar o gás do halo é entender melhor estes processos de ejeção que podem interromper a formação de estrelas.

O sinal de FRB 181112 era composto por diversos pulsos, cada um com menos de 40 microssegundos de duração. A curta duração dos pulsos impõe um limite superior à densidade do gás do halo, uma vez que a passagem por um meio mais denso aumentaria a duração do sinal rádio. Os pesquisadores calcularam que a densidade do gás do halo deverá ser inferior a 0,1 átomo por centímetro cúbico.

O estudo não encontrou evidências de nuvens turbulentas frias ou pequenos nodos densos de gás frio. O sinal de rádio também forneceu informação sobre o campo magnético do halo, um bilhão de vezes mais fraco que o de um ímã de geladeira.

Neste ponto, com resultados para apenas um halo galáctico, os pesquisadores não podem dizer se a densidade baixa e campo magnético fraco que mediram são incomuns ou se estudos anteriores de halos galácticos superestimaram estas propriedades.

Telescópios ópticos como o VLT desempenham uma função importante ao revelar quão longe se encontra a galáxia que deu origem a cada explosão de ondas rádio, assim como se a explosão passou através do halo de alguma galáxia situado mais perto de nós.

Este trabalho foi descrito num artigo científico na revista Science.

Fonte: ESO

Designação definitiva do cometa interestelar

No final de agosto, um cometa interestelar passeando pelo nosso Sistema Solar foi descoberto pelo astrônomo amador ucraniano Gennady Borisov, no dia 30 do mês passado.

© Observatório Gemini (2I/Borisov)

Sua descoberta chamou a atenção do Minor Planet Center (MPC), que deu ao corpo celeste um nome provisório de C/2019 Q4 (Borisov). Agora, o cometa acaba de ganhar da União Astronômica Internacional (IAU) um nome definitivo: 2I/Borisov.

De acordo com a publicação da IAU feita ontem, a primeira parte do nome do objeto é 2I devido ao fato de ser oficialmente o segundo objeto interestelar a ser descoberto em nosso Sistema Solar. E o Borisov indica o nome de quem o descobriu. Além disso, o 2I/Borisov deve se aproximar do Sol em 7 de dezembro e, entre os meses de dezembro e janeiro, o cometa estará mais brilhante na região sul do céu. O periélio do 2I/Borisov o levará a uma distância de 2 UA (Unidade Astronômica) do Sol, sendo que 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol. Depois disso, sairá do nosso Sistema Solar para sempre.

Dos milhares de cometas descobertos até agora, nenhum deles tem uma órbita tão hiperbólica quanto a do 2I/Borisov, de acordo com as novas observações. Encontrar este cometa apenas dois anos após a descoberta do 1I/'Oumuamua, o primeiro objeto interestelar encontrado, significa que objetos interestelares passeando por aqui podem, na verdade, ser bem numerosos, o suficiente para nos fornecer uma nova maneira de investigar processos em sistemas planetários além do nosso. Por isso, os astrônomos estão animados em estudar o objeto e otimistas sobre a oportunidade de observá-lo em grandes detalhes.

Fonte: International Astronomical Union

Pulsos de raios gama de estrela de nêutrons que gira muito rápido

Uma equipe internacional liderada pelo Instituto Max Planck para Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein em Hannover) descobriu que o pulsar de rádio J0952-0607 também emite radiação gama pulsada.

© NASA/Cruz deWilde (pulsar e a sua pequena companheira estelar)

O J0952-0607 gira 707 vezes por segundo e é o segundo na lista de estrelas de nêutrons de rápida rotação. Através da análise de 8,5 anos de dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, observações de rádio do LOFAR dos últimos dois anos, observações de dois grandes telescópios ópticos, e dados de ondas gravitacionais dos detectores LIGO, a equipe usou uma abordagem variada para estudar em detalhe o sistema binário do pulsar e da sua companheira leve. O estudo mostra que os sistemas pulsares extremos estão escondidos nos catálogos Fermi e motiva pesquisas adicionais. Apesar de muito extensa, a análise também levanta novas questões não respondidas sobre este sistema.

Os pulsares são os restos compactos de explosões estelares que possuem fortes campos magnéticos e que giram muito depressa. Emitem radiação como um farol cósmico e podem ser observados como pulsares de rádio e/ou pulsares de raios gama, dependendo da sua orientação para a Terra.

O PSR J0952-0607 foi descoberto pela primeira vez em 2017 por observações de rádio de uma fonte identificada pelo telescópio espacial de raios gama Fermi como possivelmente um pulsar. Não foram detectadas pulsações de raios gama nos dados do LAT (Large Area Telescope) a bordo do Fermi.

Observações com os radiotelescópios LOFAR identificaram uma fonte de rádio pulsante e juntamente com as observações por telescópios ópticos permitiram medir algumas propriedades do pulsar. Está orbitando o centro de massa comum em 6,2 horas com uma estrela companheira que tem apenas 1/50 da massa do nosso Sol. O pulsar tem a mais rápida rotação na nossa Galáxia para além dos densos ambientes dos aglomerados globulares.

Usando estas informações anteriores do sistema binário, Lars Nieder, estudante de doutoramento no Instituto Albert Einstein em Hannover, decidiu verificar se o pulsar também emitia raios gama pulsados. "Esta investigação é extremamente desafiadora porque o telescópio espacial de raios gama Fermi apenas registou o equivalente a cerca de 200 raios gama oriundos do pulsar fraco nos seus 8,5 anos de observações. Durante este período, o próprio pulsar girou 220 bilhões de vezes, ou seja, apenas foi observado um raio gama a cada bilhões de rotações!", explicou Nieder.

Isto requer vasculhar os dados com uma resolução muito fina para não perder nenhum sinal possível. O poder de computação necessário é enorme. A busca muito sensível por pulsações leves de raios gama levaria 24 anos a ser concluída num único núcleo de computador. Ao usarem o complexo computacional do Instituto Albert Einstein em Hannover, terminaram em apenas 2 dias.

A solução derivada continha outra surpresa, porque era impossível detectar pulsos de raios gama da estrela de nêutrons nos dados anteriores a julho de 2011. A razão pela qual o pulsar parece apenas mostrar pulsos após esta data é desconhecida. As variações na quantidade de raios gama emitidos podem ser uma razão, mas o pulsar é tão tênue que não foi possível testar esta hipótese com precisão suficiente. Alterações na órbita do pulsar, vistas em sistemas similares, também podem fornecer uma explicação, mas não havia sequer uma pista nos dados de que isto estava acontecendo.

A equipe também usou observações com o NTT (New Technology Telescope) do ESO em La Silla e com o GTC (Gran Telescopio Canarias) em La Palma para examinar a estrela companheira do pulsar. Muito provavelmente tem bloqueio de marés em relação ao pulsar, como a Lua em relação à Terra, de modo que um lado está sempre virado para o pulsar e é aquecido pela sua radiação. Embora a estrela companheira orbite o sistema de massa do binário, o seu lado "diurno" mais quente e o seu lado "noturno" mais frio são visíveis da Terra e o brilho e a cor observada variam.

Estas observações criam outro enigma. Embora as observações rádio apontem para uma distância de aproximadamente 4.400 anos-luz, as observações ópticas implicam uma distância cerca de três vezes maior. Se o sistema estivesse relativamente próximo da Terra, apresentaria uma companheira extremamente compacta e densa, nunca antes vista, enquanto as distâncias maiores são compatíveis com as densidades de companheiras pulsares semelhantes conhecidas. Uma explicação para esta discrepância pode ser a existência de ondas de choque no vento de partículas do pulsar, que podem levar a um aquecimento diferente da companheira. Mais observações de raios gama com o LAT do Fermi devem ajudar a responder a esta pergunta.

Outro grupo de pesquisadores do Instituto Albert Einstein procurou a emissão contínua de ondas gravitacionais do pulsar usando dados da primeira (O1) e da segunda (O2) campanhas de observação do LIGO. Os pulsares podem emitir ondas gravitacionais quando possuem pequenas "colinas" ou "inchaços" à sua superfície. A pesquisa não detectou ondas gravitacionais, o que significa que a forma do pulsar deve estar muito próxima de uma esfera perfeita, com as maiores deformações não excedendo frações de um milímetro.

A compreensão dos pulsares em rápida rotação é importante porque são sondas da física extrema. A rapidez com que as estrelas de nêutrons podem girar antes de se separarem devido às forças centrípetas é desconhecida e depende de física nuclear desconhecida. Os pulsares de milissegundo como J0952-0607 giram tão depressa porque foram acelerados pela acreção de matéria da sua companheira. Pensa-se que este processo enterre o campo magnético do pulsar. Com observações de raios gama a longo prazo, notou-se que J0952-0607 possui um dos dez campos magnéticos mais baixos já medidos para um pulsar, consistente com as expectativas teóricas.

Os astrônomos estão utilizando o projeto de computação distribuída de ciência cidadã, Einstein@Home, para procurar sistemas binários com pulsares de raios gama em outras fontes do LAT do Fermi para propiciar mais descobertas empolgantes no futuro.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Albert Einstein Institute

Detectada estrela de nêutrons quase massiva demais para existir

Usando o GBT (Green Bank Telescope), astrônomos descobriram a estrela de nêutrons mais massiva até agora, um pulsar de rápida rotação a aproximadamente 4.600 anos-luz da Terra.

© NRAO/B. Saxton (ilustração de um pulsar)

Este objeto recorde está no limite da existência, aproximando-se da massa máxima teoricamente possível para uma estrela de nêutrons.

As estrelas de nêutrons, remanescentes compactos de estrelas massivas transformadas em supernovas, são os um dos objetos mais densos do Universo conhecido, depois dos buracos negros. Somente um cubo de açúcar de material de uma estrela de nêutrons pesaria 100 milhões de toneladas aqui na Terra, o equivalente a toda a população humana. Embora estes objetos são estudados há já décadas, permanecem muitos mistérios sobre a natureza dos seus interiores: será que os nêutrons esmagados se tornam "superfluidos" e fluem livremente? Será que se decompõem numa sopa de quarks subatômicos ou de outras partículas exóticas? Qual é o ponto de inflexão em que a gravidade vence a matéria e forma um buraco negro?

Uma equipe de astrônomos usou o GBT para nos levar mais perto das respostas.

Os cientistas, membros do NANOGrav Physics Frontiers Center, descobriram que um pulsar de milissegundo, chamado J0740+6620, é a estrela de nêutrons mais massiva já medida, acumulando 2,17 vezes a massa do nosso Sol numa esfera com apenas 30 km de diâmetro. Esta medição está perto dos limites de quão grande e compacto um único objeto se pode tornar sem se esmagar a ele próprio num buraco negro. Trabalhos recentes envolvendo ondas gravitacionais observadas pelo LIGO durante a colisão de estrelas de nêutrons sugerem que o valor de 2,17 massas solares pode estar muito perto deste limite.

Os pulsares recebem este nome devido aos feixes gêmeos de ondas rádio que emitem dos seus polos magnéticos. Estes feixes varrem o espaço de maneira semelhante a um farol. Alguns giram centenas de vezes por segundo. Dado que os pulsares giram com velocidade e regularidade fenomenais, os astrônomos podem usá-los como equivalentes cósmicos dos relógios atômicos. Esta cronometragem precisa auxilia no estudo da natureza do espaço-tempo, e na medida das massas de objetos estelares e na melhoraria da sua compreensão da relatividade geral.

No caso deste sistema binário, que é visto quase de lado da perspetiva da Terra, esta precisão cósmica forneceu um percurso para os astrônomos calcularem a massa das duas estrelas.

À medida que o pulsar passa por trás da sua anã branca companheira, há um atraso sutil (na ordem dos 10 milionésimos de segundo) no tempo de chegada dos sinais. Este fenômeno é conhecido como "Atraso de Shapiro". Em essência, a gravidade da anã branca distorce levemente o espaço ao seu redor, de acordo com a teoria geral da relatividade de Einstein. Esta distorção significa que os pulsos da estrela de nêutrons giratória têm que viajar um pouco mais enquanto se desviam das distorções do espaço-tempo provocadas pela anã branca.

Os astrônomos podem usar este atraso cronológico para calcular a massa da anã branca. Uma vez conhecida a massa de um dos corpos em co-órbita, a determinação precisa da massa do outro é um processo relativamente simples.

A pesquisa propunha observar este sistema em dois pontos especiais das suas órbitas mútuas para calcular com precisão a massa da estrela de nêutrons.

As estrelas de nêutrons têm este ponto de inflexão, onde as suas densidades interiores se tornam tão extremas que a força da gravidade supera a capacidade dos nêutrons em resistir a um colapso gravitacional. Cada estrela de nêutrons mais massiva que for encontrada aproxima-se da identificação deste ponto crítico e propiciando compreender a física da matéria a estas densidades surpreendentes.

Um artigo foi aceito para publicação na revista Nature Astronomy.

Fonte: Green Bank Observatory

Explorando os aglomerados estelares na Grande Nuvem de Magalhães

Assim como as pessoas da mesma idade podem variar muito em aparência e forma, o mesmo acontece com coleções de estrelas ou aglomerados estelares.

© Hubble (NGC 1466)

A imagem acima mostra o aglomerado globular NGC 1466 que está a se movendo lentamente pelo espaço na orla da Grande Nuvem de Magalhães, um dos nossos vizinhos galácticos mais próximos. O NGC 1466 é certamente um objeto extremo. Tem uma massa equivalente a 140.000 sóis e uma idade de mais ou menos 13,1 bilhões de anos, o que o torna quase tão velho quanto o próprio Universo. Esta relíquia fóssil do Universo primitivo está a cerca de 160.000 anos-luz de distância da Terra.

Novas observações com o telescópio espacial Hubble sugerem que a idade cronológica, por si só, não conta a história completa quando se trata da evolução dos aglomerados de estrelas.

Pesquisas anteriores sobre a formação e evolução de aglomerados estelares sugeriram que estes sistemas tendem a ser compactos e densos quando se formam, antes de expandirem com o tempo para se tornarem tanto aglomerados grandes como pequenos. Novas observações do Hubble, na Grande Nuvem de Magalhães (GNM), aumentaram a nossa compreensão de como o tamanho dos aglomerados de estrelas na GNM muda com o tempo.

Os aglomerados são agregados de muitas (até um milhão) estrelas. São sistemas ativos nos quais as interações gravitacionais mútuas entre as estrelas mudam a sua estrutura ao longo do tempo, denominada "evolução dinâmica". Devido a estas interações, as estrelas mais massivas tendem a "afundar" progressivamente em direção à região central de um aglomerado, enquanto as estrelas mais leves podem escapar do sistema. Isto provoca uma contração progressiva do núcleo do aglomerado ao longo de diferentes escalas de tempo e significa que os aglomerados estelares com a mesma idade cronológica podem variar muito em aparência e forma devido às diferentes "idades dinâmicas."

Localizada a quase 160.000 anos-luz da Terra, a GNM é uma galáxia satélite da Via Láctea, que hospeda aglomerados de estrelas que abrangem uma ampla faixa de idades. Isto difere da nossa própria Via Láctea, que contém principalmente aglomerados de estrelas mais antigos. A distribuição de tamanhos em função da idade observada para aglomerados de estrelas na GNM é muito intrigante, pois os aglomerados jovens são compactos, enquanto os sistemas mais antigos têm tamanhos pequenos e grandes.

Verificou-se que todos os aglomerados, incluindo os da GNM, hospedam um tipo especial de estrelas revigoradas chamadas retardatárias azuis, assim chamadas devido à sua cor e sua evolução "atrasar-se" em relação à das suas vizinhas. Sob certas circunstâncias, as estrelas recebem combustível extra que as faz subir de massa e que as faz aumentar substancialmente de brilho. Isto pode acontecer se uma estrela retira matéria de uma vizinha, ou se colidem.

Como resultado do envelhecimento dinâmico, as estrelas mais massivas "afundam" em direção ao centro do aglomerado à medida que fica mais velho, num processo semelhante à sedimentação, chamado "segregação central". As retardatárias azuis são brilhantes, o que as torna relativamente fáceis de observar, e possuem massas elevadas, o que significa que são afetadas pela segregação central e que podem ser usadas para estimar a idade dinâmica de um aglomerado estelar (isto não quer dizer que todas as estrelas mais massivas e brilhantes dos aglomerados são retardatárias azuis).

Francesco Ferraro da Universidade de Bolonha, na Itália, e a sua equipe usaram o telescópio espacial Hubble para observar retardatárias azuis em cinco velhos aglomerados de estrelas na GNM, com tamanhos diferentes, e conseguiram classificá-los em termos da sua idade dinâmica.

"Demonstramos que diferentes estruturas de aglomerados estelares são devidas a diferentes níveis de envelhecimento dinâmico: têm formas diferentes físicas, apesar de terem nascido no mesmo tempo cósmico. É a primeira vez que o efeito do envelhecimento dinâmico é medido nos aglomerados da GNM," diz Ferraro.

Um artigo foi publicado no periódico Nature Astronomy.

Fonte: ESA

Explosões periódicas de raios X provenientes de buraco negro ativo

O telescópio espacial de raios X XMM-Newton da ESA detectou explosões periódicas nunca antes vistas de radiação de raios X provenientes de uma galáxia distante que poderão ajudar a explicar alguns comportamentos enigmáticos de buracos negros ativos.

© Chandra/DSS (galáxia GSN 069)

O XMM-Newton, o mais poderoso observatório de raios X, descobriu alguns flashes misteriosos do buraco negro ativo no núcleo da galáxia GSN 069, a cerca de 250 milhões de anos-luz de distância. No dia 24 de dezembro de 2018, a fonte aumentou repentinamente de brilho por um fator de 100, e depois voltou aos seus níveis normais numa hora, só para "reacender" novamente nove horas depois.

Os buracos negros gigantes piscam regularmente como uma vela, mas as mudanças rápidas e repetidas observadas em GSN 069 são algo completamente novo.

Outras observações, realizadas com o XMM-Newton bem como com o observatório de raios X Chandra da NASA nos meses seguintes, confirmaram que o buraco negro distante ainda mantinha o ritmo, emitindo rajadas quase periódicas de raios X a cada nove horas. Os pesquisadores estão chamando o novo fenômeno de "erupções quase periódicas," ou EQPs.

A emissão de raios X vem de material que está sendo acretado no buraco negro e aquecido no processo. Existem vários mecanismos no disco de acreção que podem dar origem a este tipo de sinal quase periódico, potencialmente ligado a instabilidades no fluxo de acreção próximo do buraco negro central. Alternativamente, as erupções podem ser devidas à interação do material do disco com um segundo corpo, ou seja, outro buraco negro ou talvez o remanescente de uma estrela anteriormente perturbada pelo buraco negro.

É possível que o fenômeno não tenha sido identificado antes, porque a maioria dos buracos negros nos núcleos de galáxias distantes, com massas de milhões a bilhões de vezes a massa do nosso Sol, são muito maiores do que o buraco negro em GSN 069, que é apenas cerca de 400.000 vezes mais massivo do que o nosso Sol.

Quanto maior e mais massivo o buraco negro, mais lentas as flutuações de brilho que pode exibir, de modo que um típico buraco negro supermassivo entra em erupção não a cada nove horas, mas a cada poucos meses ou anos. Isto tornaria a detecção improvável, pois as observações raramente abrangem períodos de tempo tão longos.

As EQPs como as encontradas em GSN 069 podem fornecer uma estrutura natural para interpretar alguns padrões intrigantes observados numa fração significativa de buracos negros ativos, cujo brilho parece variar demasiado depressa para ser facilmente explicado pelos modelos teóricos atuais.

Mas se parte desta variabilidade corresponder às fases de subida ou descida de erupções semelhantes às descobertas em GSN 069, então a rápida variabilidade destes sistemas, que parece atualmente inviável, pode ser explicada naturalmente. Novos dados e novos estudos dirão se esta analogia realmente se aplica.

As erupções quase periódicas avistadas em GSN 069 também podem explicar outra propriedade intrigante observada na emissão de raios X de quase todos os buracos negros supermassivos brilhantes com acreção: o chamado "excesso suave".

Consiste na emissão aprimorada a baixas energias de raios X, e ainda não há consenso sobre o que a provoca, a teoria principal invocando uma nuvem de elétrons aquecidos perto do disco de acreção.

Tal como buracos negros semelhantes, o de GSN 069 exibe um excesso de raios X tão suave durante as explosões, mas não entre as erupções.

A equipe já está tentando identificar as propriedades que definem GSN 069, no momento em que as erupções periódicas foram detectadas pela primeira vez, a fim de procurar mais casos de estudo.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Novo visitante interestelar?

No último dia 30 de agosto foi descoberto o objeto GB00234 pelo astrônomo amador ucraniano Gennady Borisov, do Instituto Astronômico de Sternberg.

© Gennady Borisov (C/2019 Q4)

É possível que o objeto tenha origem interestelar, sendo o segundo a ser flagrado em visita ao nosso Sistema Solar. O primeiro objeto interestelar a ser detectado numa visita a nosso Sistema Solar foi o 1I/2017 U1 (‘Oumuamua). Após duas semanas de acompanhamento, esta é no momento a principal hipótese para explicar a presença do objeto catalogado como C/2019 Q4 (Borisov).

O C/2019 Q4 foi localizado a 3 UA do Sol (UA: unidade astronômica, é a distância média Terra-Sol, cerca de 150 milhões de km). Ele parece ser um objeto bastante grande, talvez cerca de 10 km ou mais de diâmetro, dependendo da refletividade de sua superfície. Ele está trafegando com velocidade de 30 km/s.

Ele deve atingir o periélio (máxima aproximação do Sol) ao redor de 7 de dezembro e passará meses ao alcance dos telescópios. Trata-se também de um objeto bem maior que o ‘Oumuamua, o que facilitará sua observação. A apromimação máxima da Terra ocorrerá em torno do dia 29 de dezembro.

O que diferencia o C/2019 Q4 de quase todos os outros cometas é a excentricidade de sua órbita. A excentricidade mede o quanto uma órbita se desvia de um círculo perfeito, que tem uma excentricidade de 0. Órbitas elípticas, típicas de planetas, asteroides e cometas, têm excentricidades entre 0 e 1. As parábolas são iguais a 1 e uma excentricidade maior que 1 indica uma órbita hiperbólica.

Para confirmar que ele é mesmo interestelar sua trajetória provavelmente será hiperbólica, mas ainda há a possibilidade da órbita ser parabólica, ou seja, o objeto estaria ligado gravitacionalmente ao Sol, vindo da nuvem de Oort, a camada mais externa de detritos do Sistema Solar. Com base nas observações atuais, a excentricidade do C/2019 Q4 é de cerca de 3,2, definitivamente hiperbólica. Objetos em órbitas hiperbólicas não estão ligados em uma órbita ao redor do nosso Sol.

Mas, o Minor Planet Center da IAU (União Astronômica Internacional), catalogou o objeto como sendo um cometa.

Diferentemente do ‘Oumuamua, que tinha atividade cometária muito discreta ou nula, o C/2019 Q4 se comporta como um cometa, ejetando gases conforme se aproxima do Sol. Provavelmente não em taxa suficiente para justificar a hipótese parabólica da órbita, mas mais do que bastante para classificá-lo como cometa. Contudo, se a hipótese interestelar se confirmar, ele deve ganhar a designação I, e passará a ser denominado 2I/2019 Q4.

O objeto veio da direção da constelação de Cassiopeia, próximo da constelação Perseu, e passará próximo à órbita de Marte no periélio, antes sair fora do Sistema Solar.

O ritmo de descobertas deve aumentar ainda mais com futuros projetos de varredura de céu inteiro agora em planejamento, como o Large Synoptic Survey Telescope (LSST), que deve começar a funcionar em 2022, no Chile.

Este objeto em particular está muito perto do Sol, por isso a janela de observação é pequena. Está muito baixo no céu, o que dificulta ainda mais as observações. E tem uma magnitude 18, ou seja, é demasiado tênue para ser visto a olho nu e só pode ser observado por telescópios de tamanho considerável.

Fonte: Sky & Telescope