Explosão de raios gama com a mais alta energia já observada

Novas observações do telescópio espacial Hubble analisaram a natureza da explosão de raios gama GRB 190114C.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração da poderosa explosão de raios gama)

As explosões de raios gama são as explosões mais poderosas do Universo. Emitem a maior parte da sua energia sob a forma de raios gama, radiação que é muito mais energética do que a luz visível que podemos ver com os nossos olhos.

Em janeiro de 2019, um GRB (Gamma-Ray Burst) extremamente brilhante e longo foi detectado por um conjunto de telescópios, incluindo os telescópios Swift e Fermi da NASA, bem como pelos telescópios MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov). Na GRB 190114C parte da luz detectada do objeto tinha a maior energia já observada: 1 TeV (um Tera elétrons-volt), cerca de um trilhão de vezes mais energia por fóton do que a luz visível. Os cientistas têm tentado observar uma emissão energética tão alta a partir de GRBs há muito tempo, de modo que esta detecção é considerada um marco na astrofísica de alta energia.

As observações anteriores revelaram que, para atingir esta energia, o material deve ser emitido de uma estrela em colapso a 99,999% da velocidade da luz. Este material é então forçado através do gás que rodeia a estrela, provocando um choque que cria a própria explosão de raios gama. Pela primeira vez, os cientistas observaram raios gama extremamente energéticos desta explosão em particular.

Vários observatórios terrestres e espaciais começaram a estudar GRB 190114C. Os astrônomos europeus receberam tempo de observação com o telescópio espacial Hubble para observar a explosão de raios gama, estudar o seu ambiente e descobrir como esta emissão extrema é produzida.

As observações do Hubble sugerem que esta explosão em particular estava num ambiente muito denso, bem no meio de uma galáxia brilhante a 5 bilhões de anos-luz de distância. Isto é realmente incomum e sugere que talvez seja por isso que produziu esta radiação excecionalmente poderosa.

Os astrônomos também usaram o VLT (Very Large Telescope) do ESO e o ALMA (Atacama Large Milimeter/submilimeter Array) para estudar a galáxia hospedeira deste GRB. O instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) no telescópio espacial Hubble foi fundamental para estudar se as propriedades ambientais do sistema hospedeiro, composto por um par próximo de galáxias em interação, podem ter contribuído para a produção destes fótons altamente energéticos. O GRB ocorreu dentro da região nuclear de uma galáxia massiva, um local bastante único. Isto é indicativo de um ambiente mais denso do que aquele onde os GRBs são normalmente observados e poderá ter sido crucial para a produção dos fótons altamente energéticos observados.

Um artigo que descreve estas observações foi publicado na revista Nature. Um artigo adicional que detalha uma análise da galáxia que hospeda a GRB será publicado no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: ESA

Luas de Netuno numa "dança da evasão"

Uma nova pesquisa aponta que as órbitas estranhas das duas luas mais interiores de Netuno não têm rival.

© NASA/JPL-Caltech (dança das luas Náiade e Talassa de Netuno)

Especialistas em dinâmica orbital estão chamando "dança da evasão" às órbitas das pequenas luas Náiade e Talassa. As duas são verdadeiras parceiras, separadas por apenas 1.850 quilômetros. Mas nunca se aproximam assim tanto uma da outra; a órbita de Náiade é inclinada e perfeitamente sincronizada. Todas as vezes que passa por Talassa (mais lenta), as duas estão mais ou menos a 3.540 km uma da outra.

Nesta coreografia perpétua, Náiade gira em torno do gigante gasoso a cada sete horas, enquanto Talassa, mais longe, demora sete horas e meia. Um observador em Talassa veria Náiade numa órbita que varia bastante num padrão em ziguezague, passando duas vezes por cima e duas vezes por baixo. Este padrão cima, cima, baixo, baixo repete-se de cada vez que Náiade dá quatro voltas em Netuno por cada órbita de Talassa. Embora a dança possa parecer estranha, mantém as órbitas estáveis.

Existem muitos tipos diferentes de ressonâncias que os planetas, as luas e os asteroides podem seguir, mas esta nunca tinha sido vista antes.

Bem longe da atração do Sol, os planetas gigantes do Sistema Solar exterior são as fontes dominantes da gravidade e, coletivamente, ostentam dúzias e dúzias de luas. Algumas destas luas formaram-se juntamente com os seus planetas e nunca foram a lugar algum; outras foram capturadas mais tarde e depois trancadas em órbitas ditadas pelos seus planetas. Algumas orbitam na direção oposta à rotação do planeta; outras trocam órbitas entre si como que para evitar colisões.

O planeta Netuno tem 14 luas confirmadas. Neso, a sua lua mais distante, tem uma órbita muito elíptica que a leva a 74 milhões de quilômetros do planeta e demora 27 anos para completar.

Náiade e Talassa são pequenas e com a forma de Tic Tacs, medindo apenas cerca de 100 km em comprimento. São duas das sete luas interiores de Netuno, parte de um sistema bem compacto que está entrelaçado com anéis tênues.

Então, como é que ficaram juntas, mas separadas? Pensa-se que o sistema de satélites original tenha sido interrompido quando Netuno capturou a sua lua gigante, Tritão, e que estas luas interiores e anéis se formaram a partir dos detritos remanescentes.

"Suspeitamos que Náiade tenha sido lançada para a sua órbita inclinada por uma interação anterior com uma das outras luas interiores de Netuno," explicou Marina Brozović, especialista em dinâmica do Sistema Solar no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. "Somente mais tarde, depois da sua inclinação orbital ter sido estabelecida, Náiade se pôde estabelecer nesta ressonância invulgar com Talassa."

Brozović e colegas descobriram o padrão orbital invulgar usando análises de observações com o telescópio espacial Hubble da NASA. O trabalho também fornece a primeira dica sobre a composição das luas interiores de Netuno. Os pesquisadores usaram as observações para calcular a sua massa e, portanto, as suas densidades, que são próximas da da água gelada.

O novo artigo científico foi publicado na revista Icarus.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Mundos distantes sob muitos sóis

Será que a Terra é o único planeta habitável do Universo ou existem mais mundos por aí capazes de suportar vida? E, se houverem, como serão?

© PanSTARRS/Mugrauer (exoplanetas orbitando outras estrelas)

Estas imagens mostram algumas das estrelas que abrigam exoplanetas com estrelas companheiras (b, c) encontradas durante o projeto. As imagens são composições RGB obtidas com o PanSTARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System). A imagem do meio mostra um sistema triplo hierárquico.

Numa tentativa de responder a estas perguntas fundamentais, os cientistas estão procurarando exoplanetas: mundos distantes que orbitam outras estrelas localizadas além do nosso Sistema Solar.

Até ao momento, conhecemos mais de 4.000 exoplanetas, a maioria dos quais orbitam estrelas individuais como o nosso Sol. O Dr. Markus Mugrauer da Universidade Friedrich Schiller em Jena, Alemanha, descobriu e caracterizou muitos novos sistemas estelares múltiplos que contêm exoplanetas. As descobertas confirmam suposições de que a existência de várias estrelas influencia o processo pelo qual os planetas se formam e desenvolvem.

"Os sistemas estelares múltiplos são muito comuns na nossa Via Láctea," explica Mugrauer. "Se tais sistemas incluem planetas, são de particular interesse para a astrofísica, porque os sistemas planetários podem diferir do nosso Sistema Solar de maneiras fundamentais." Para descobrir mais sobre estas diferenças, Mugrauer analisou mais de 1.300 estrelas que hospedam exoplanetas em órbita para ver se têm estrelas companheiras. Para este fim, utilizou dados precisos de observação do telescópio espacial Gaia da ESA.

Desta maneira, conseguiu demonstrar a existência de cerca de 200 companheiras estelares para estrelas que hospedam exoplanetas até 1.600 anos-luz de distância do Sol. Com a ajuda dos dados, Mugrauer também conseguiu caracterizar em mais detalhe as estrelas associadas e os seus sistemas. Ele descobriu que existem sistemas íntimos com distâncias de apenas 20 UA (Unidades Astronômicas), que no nosso Sistema Solar corresponde aproximadamente à distância de Urano ao Sol, bem como sistemas com estrelas separadas por mais de 9.000 UA.

As estrelas companheiras também variam quanto à sua massa, temperatura e estágio de evolução. As mais massivas têm 1,4 vezes a massa do nosso Sol, enquanto as mais leves têm apenas 8% da massa do Sol. A maioria das estrelas companheiras são anãs frias e de baixa massa com um tom avermelhado.

No entanto, também foram identificadas oito anãs brancas entre as fracas companheiras estelares. Uma anã branca é o núcleo queimado de uma estrela parecida com o Sol, com mais ou menos o tamanho da Terra, mas com metade da massa do nosso Sol. Estas observações mostram que os exoplanetas podem realmente sobreviver ao estágio evolutivo final de uma estrela semelhante ao Sol nas proximidades.

A maioria dos sistemas estelares com exoplanetas identificados no estudo possui duas estrelas. No entanto, foram detectadas cerca de duas dúzias de sistemas triplos e até um sistema quádruplo. No intervalo de distâncias analisadas, entre aproximadamente 20 e 10.000 UA, um total de 15% das estrelas estudadas possui pelo menos uma estrela companheira. Isto é apenas cerca de metade da frequência esperada em geral para estrelas do tipo solar. Além disso, as estrelas companheiras detectadas mostram distâncias cerca de cinco vezes maiores do que em sistemas comuns.

Estes dois fatores, em conjunto, podem indicar que a influência de várias estrelas num sistema estelar atrapalha o processo de formação planetária bem como o desenvolvimento das suas órbitas. A causa disto pode ser, em primeiro lugar, o impacto gravitacional de uma companheira estelar no disco de gás e poeira a partir do qual os planetas se formam ao redor da estrela hospedeira. Mais tarde, a gravitação da companheira estelar influencia o movimento dos planetas em torno da sua estrela hospedeira.

No futuro, a multiplicidade de estrelas hospedeiras planetárias recém-descobertas seria estudada usando dados da missão Gaia e quaisquer estrelas companheiras detectadas seriam caracterizadas com precisão.

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

Fonte: Friedrich Schiller University

Emissão versus absorção

Nesta imagem o telescópio espacial Hubble voltou seus olhos poderosos para uma galáxia de linhas de emissão chamada NGC 3749.

© Hubble (NGC 3749)

Quando os astrônomos exploram o conteúdo e as partes constituintes de uma galáxia em algum lugar do Universo, eles usam várias técnicas e ferramentas. Uma delas é refratar a luz que entra dessa galáxia em um espectro e explorar suas propriedades. Isso é feito da mesma maneira que um prisma de vidro espalha a luz branca em seus comprimentos de onda constituintes para criar um arco-íris. Ao procurar sinais específicos de emissão de vários elementos no espectro de luz de uma galáxia, as chamadas linhas de emissão ou, inversamente, os sinais de absorção de outros elementos, as chamadas linhas de absorção, é possível deduzir o que pode estar acontecendo no interior.

Se o espectro de uma galáxia mostra muitas linhas de absorção e poucas linhas de emissão, isso sugere que seu material de formação de estrelas foi esgotado e que suas estrelas são principalmente antigas, enquanto o oposto sugere que pode estar repleto de formação de estrelas e recém-nascidos estelares energéticos. Essa técnica conhecida como espectroscopia, pode inferir sobre o tipo e composição de uma galáxia, a densidade e a temperatura de qualquer gás emitente, a taxa de formação de estrelas ou a massa do buraco negro central da galáxia.

Embora nem todas as galáxias exibam linhas de emissão fortes, a NGC 3749 exibe!

Encontra-se a mais de 135 milhões de anos-luz de distância da Terra e é moderadamente luminosa. A galáxia tem sido usada como um "controle" em estudos de galáxias especialmente ativas e luminosas, aquelas com centros conhecidos como núcleos galácticos ativos, que emitem quantidades abundantes de radiação intensa. Em comparação com esses primos ativos, a NGC 3749 é classificada como inativa e não apresenta sinais conhecidos de atividade nuclear.

Fonte: ESA

Estrela "fugitiva" foi expulsa do "Coração da Escuridão"

Uma estrela que viaja a velocidades ultrarrápidas após ser expelida pelo buraco negro supermassivo no coração da nossa Galáxia foi avistada por uma equipe internacional de astrônomos.

© James Josephides (ilustração da expulsão de S5-HVS1 por Sagitário A*)

Viajando a uma incrível velocidade de 6 milhões de quilômetros por hora, a estrela está se movendo tão depressa que deixará a Via Láctea e entrará no espaço intergaláctico.

A estrela denominada S5-HVS1, foi descoberta na direção da constelação de Grou por Sergey Koposov da Universidade Carnegie Mellon como parte do levantamento S⁵ (Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey) liderado por Ting Li, desta universidade. Estava se movendo 10 vezes mais depressa do que a maioria das estrelas da Galáxia.

As estrelas de alta velocidade têm sido uma grande fonte de curiosidade para os astrônomos desde a sua descoberta há duas décadas. Dado que a S5-HVS1 se move tão depressa e por ter passado relativamente perto da Terra, a 29.000 anos-luz, forneceu uma oportunidade sem precedentes para melhor entender estes fenômenos. Graças a estas circunstâncias únicas, os pesquisadores conseguiram traçar a sua viagem de volta ao centro da Via Láctea, onde existe um buraco negro com 4 milhões de vezes a massa do Sol.

É provável que o buraco negro ejetou a estrela a uma velocidade de milhares de quilômetros por segundo há cerca de 5 milhões de anos. Esta expulsão ocorreu quando os antepassados do ser humano estavam apenas a aprender a andar eretos.

Há trinta anos, o astrônomo Jack Hills propôs que estrelas ultrarrápidas pudessem ser expelidas por buracos negros através de um processo denominado mecanismo Hills.

Originalmente, S5-HSV1 vivia com uma companheira num sistema binário, mas aproximaram-se demais do Sagitário A*, o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. Na luta gravitacional que se seguiu, a estrela companheira foi capturada pelo buraco negro, enquanto S5-HSV1 foi expulsa a uma velocidade extremamente alta.

A descoberta inicial foi feita com o telescópio Anglo-Australiano e acompanhada com observações do satélite Gaia da ESA, que permitiu aos astrônomos revelar totalmente a velocidade da estrela e a sua viagem.

Embora o principal objetivo científico do S⁵ seja pesquisar os fluxos estelares, a perturbação por galáxias anãs e aglomerados globulares, os recursos do instrumento foram utlizados para procurar alvos interessantes na Via Láctea.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

NICER avista explosão recorde de raios X

O telescópio NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA, na Estação Espacial Internacional, detectou um pico repentino de raios X por volta das 22:04 do dia 20 de agosto.

© Goddard Space Flight Center/Chris Smith (ilustração da explosão de raios X do Tipo I)

A explosão foi provocada por um enorme flash termonuclear à superfície de um pulsar, os remanescentes esmagados de uma estrela que há muito tempo explodiu como supernova.

O surto de raios X, o mais brilhante visto até agora pelo NICER, veio de um objeto chamado SAX J1808.4-3658 (J1808, de forma abreviada). As observações revelam muitos fenômenos que nunca foram vistos juntos numa única explosão. Além disso, o surto em diminuição aumentou novamente e brevemente de brilho por razões que os astrônomos ainda não conseguem explicar.

A explosão de raios X do Tipo I liberou tanta energia em 20 segundos quanto o Sol em quase 10 dias. Os detalhes que o NICER capturou desta erupção recorde ajudarão os astrônomos a entender melhor os processos físicos que impulsionam surtos termonucleares deste e de outros pulsares explosivos.

Os pulsares são uma espécie de estrela de nêutrons, o núcleo compacto deixado para trás quando uma estrela massiva fica sem combustível, colapsa sob si própria e explode. Os pulsares podem girar rapidamente e hospedar pontos quentes emissores de raios X nos seus polos magnéticos. À medida que o objeto gira, varre os seus pontos quentes na nossa linha de visão, produzindo pulsos regulares de radiação altamente energética.

O J1808 está localizado a aproximadamente 11.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário. Ele gira 401 vezes por segundo e é membro de um sistema binário. A sua companheira é uma anã marron, um objeto maior do que um planeta gigante gasoso, mas pequeno demais para ser uma estrela. Um fluxo constante de hidrogênio gasoso flui da companheira para a estrela de nêutrons e acumula-se numa vasta estrutura de armazenamento chamada disco de acreção.

O gás nos discos de acreção não se move para dentro facilmente. Mas a cada poucos anos, os discos em torno de pulsares como J1808 tornam-se tão densos que uma grande quantidade de gás é ionizado ou despojado dos seus elétrons. Isto dificulta a movimentação da luz pelo disco. A energia aprisionada inicia um processo descontrolado de aquecimento e ionização que retém ainda mais energia. O gás torna-se mais resistente ao fluxo e começa a espiralar para dentro, caindo finalmente no pulsar.

A "chuva" de hidrogênio até à superfície forma um "mar" global quente e cada vez mais profundo. Na base desta camada, as temperaturas e as pressões aumentam até que os núcleos do hidrogênio se fundem para formar núcleos de hélio, o que produz energia, um processo em funcionamento no núcleo do nosso Sol.

Quando a camada de hélio tem alguns metros de profundidade, as condições permitem que os núcleos de hélio se fundam em carbono. Então, o hélio entra em erupção explosiva e lança uma bola de fogo termonuclear por toda a superfície do pulsar.

O limite de Eddington descreve a intensidade máxima de radiação que uma estrela pode ter antes que a radiação faça com que se expanda. Este ponto depende fortemente da composição do material acima da fonte de emissão.

"O nosso estudo explora este conceito de longa data de uma nova maneira," disse Deepto Chakrabarty, professor de física no MIT (Massachusetts Institute of Technology) em Cambridge. "Aparentemente, estamos vendo o limite de Eddington para duas composições diferentes na mesma explosão de raios X. Esta é uma maneira muito poderosa e direta de acompanhar as reações de queima nuclear subjacentes ao evento."

Ao início da explosão, os dados do NICER mostram que o brilho dos raios X diminuiu durante quase um segundo antes de aumentar novamente num ritmo mais lento. Os cientistas interpretam esta "paralisação" como o momento em que a energia da explosão se acumulou o suficiente para fazer explodir a camada de hidrogênio do pulsar para o espaço.

A bola de fogo continuou crescendo por mais dois segundos e, em seguida, atingiu o seu pico, explodindo a camada de hélio mais massiva. O hélio expandiu-se mais rapidamente, ultrapassou a camada de hidrogênio antes que pudesse dissipar-se e, em seguida, diminuiu de velocidade, parou e assentou-se à superfície do pulsar. Após esta fase, o pulsar aumentou novamente de brilho, cerca de 20%, mas apenas brevemente, por razões que ainda não são compreendidas.

Durante esta recente atividade do J1808, o NICER detectou outra explosão de raios X, muito mais fraca, que não exibiu nenhuma das principais características observadas no evento de 20 de agosto.

Além de detectar a expansão de diferentes camadas, as observações da explosão pelo NICER revelam raios X refletidos pelo disco de acreção e registram o piscar das "oscilações de rajada", sinais de raios X que aumentam e diminuem na frequência de rotação do pulsar, mas que ocorrem em locais da superfície diferentes dos pontos quentes responsáveis pelos seus pulsos normais de raios X.

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

Fonte: NASA

Uma rival da Via Láctea

O Universo é simplesmente tão vasto que pode ser difícil manter um senso de escala.

© Hubble (NGC 772)

Muitas galáxias que vemos através de telescópios como o telescópio espacial Hubble parecem relativamente semelhantes: braços em espiral, um centro brilhante e uma mistura de manchas brilhantes de formação de estrelas e ondulações escuras de poeira cósmica tecendo por toda parte.

Esta galáxia, uma galáxia espiral chamada NGC 772, não é exceção. Na verdade, tem muito em comum com a nossa galáxia, a Via Láctea. Cada uma possui algumas galáxias satélites, pequenas galáxias que orbitam intimamente e estão gravitacionalmente ligadas às suas galáxias progenitoras. Um dos braços em espiral da NGC 772 foi distorcido e interrompido por uma destas galáxias satélites, a NGC 770, que não é visível na imagem aqui, deixando-o alongado e assimétrico.

No entanto, as duas também são diferentes em alguns aspectos importantes. Por um lado, a NGC 772 é uma galáxia espiral peculiar e não barrada; respectivamente, isso significa que é um tanto estranho em tamanho, forma ou composição e que não possui uma característica central conhecida como barra, que vemos em muitas galáxias em todo o cosmos, incluindo a Via Láctea. Estas barras são construídas com gás e estrelas, e acredita-se que canalizam e transportam material através do núcleo galáctico, possivelmente alimentando e inflamando vários processos, como a formação de estrelas.

Fonte: ESA

Descoberta uma nova classe de buracos negros?

Os buracos negros são uma parte importante na compreensão do Universo, que os cientistas estão tentando construir um censo de todos os buracos negros da Via Láctea.

© OSU/Jason Scults (ilustração de buraco negro perto de gigante vermelha)

Mas uma nova pesquisa mostra que à sua busca pode estar faltando uma classe inteira de buracos negros que não era conhecida sua existência.

Neste estudo os astrônomos fornecem uma nova maneira de procurar buracos negros e mostram que é possível que exista uma classe de buracos negros ainda menores dos conhecidos no Universo.

Os cientistas estão tentando entender as explosões de supernovas, como estrelas massivas explodem, como os elementos foram formados nas estrelas massivas. Portanto, se for possível revelar uma nova população de buracos negros, poderia fornecer mais informações sobre quais as estrelas que explodem, quais as que não explodem, quais as que formam buracos negros, quais as que formam estrelas de nêutrons.

Os buracos negros formam-se quando certas estrelas massivas morrem, encolhem e explodem. Os astrônomos também estão à procura de estrelas de nêutrons, que são estrelas pequenas e densas que se formam quando algumas estrelas morrem e colapsam.

Estes dois tipos de objetos podem reter informações interessantes sobre os elementos da Terra e como as estrelas vivem e morrem. Mas, para descobrir estas informações, é necessário inicialmente descobrir onde estão os buracos negros.

Os buracos negros costumam existir em sistemas binários. Isto significa simplesmente que duas estrelas estão próximas o suficiente uma da outra para estarem unidas pela gravidade numa órbita mútua. Quando uma destas estrelas morre, a outra pode permanecer, ainda orbitando o espaço onde a estrela morta viveu e onde um buraco negro ou estrela de nêutrons se formou.

Durante anos, os buracos negros que os cientistas conheciam tinham todos massas entre 5 e 15 vezes a massa do Sol. As estrelas de nêutrons conhecidas geralmente não têm mais do que 2,1 vezes a massa do Sol; se tivessem mais do que 2,5 massas solares, entrariam em colapso para formar um buraco negro.

Mas, no verão de 2017, um levantamento chamado LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observou a fusão de dois buracos negros numa galáxia a cerca de 1,8 bilhões de anos-luz de distância. Um destes buracos negros tinha cerca de 31 vezes a massa do Sol; o outro cerca de 25 vezes a massa do Sol.

Os astrofísicos há muito que suspeitavam que os buracos negros podiam ter tamanhos fora da variedade conhecida, e a descoberta do LIGO provou que os buracos negros podiam ser maiores. Mas havia uma janela de tamanho entre as maiores estrelas de nêutrons e os buracos negros menores.

Os cientistas começaram a vasculhar os dados do APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment), que recolheu espectros de luz de cerca de 100.000 estrelas espalhadas pela Via Láctea. Notou-se que os espectros podiam mostrar que uma estrela podia estar em órbita de outro objeto: mudanças nos espectros, um desvio para comprimentos de onda mais azuis, por exemplo, seguido por um desvio para comprimentos de onda mais vermelhos, podiam indicar que uma estrela estava orbitando um companheiro ainda não observado.

Seguidamente, restringiu os dados do APOGEE para 200 das estrelas mais interessantes. Foram compiladas milhares de imagens de cada potencial sistema binário com o ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae; o ASAS-SN já encontrou aproximadamente 1.000 supernovas).

A análise de dados apontou uma estrela gigante vermelha que parecia orbitar algo, mas que, com base nos cálculos, era provavelmente muito menor do que os buracos negros conhecidos da Via Láctea, e muito maior do que maioria das estrelas de nêutrons conhecidas.

Após mais cálculos e dados adicionais obtidos com o TRES (Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph) e com o satélite Gaia, os astrônomos perceberam que haviam encontrado um buraco negro de baixa massa, com provavelmente mais ou menos 3,3 vezes a massa do Sol.

O estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: The Ohio State University

Quando os exoplanetas colidem

Um vislumbre dramático das consequências de uma colisão entre dois exoplanetas está fornecendo uma visão do que pode acontecer quando os planetas colidem. Um evento similar, no nosso próprio Sistema Solar, pode ter formado a Lua.

© NASA/SOFIA/Lynette Cook (ilustração de colisão catastrófica entre dois exoplanetas rochosos)

Conhecido como BD +20 307, este sistema binário fica a mais de 300 anos-luz da Terra e as suas estrelas têm pelo menos um bilhão de anos. No entanto, este sistema maduro mostrou sinais de detritos empoeirados em turbilhão que não são frios, como seria de esperar para estrelas com esta idade. Ao invés, os detritos são quentes, reforçando que foram produzidos há relativamente pouco tempo pelo impacto de dois corpos planetários.

Há uma década, observações deste sistema por observatórios terrestres e pelo telescópio espacial Spitzer da NASA forneceram as primeiras pistas desta colisão durante a descoberta destes detritos quentes. Agora, o SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) revelou que o brilho infravermelho dos detritos aumentou mais de 10%, um sinal de que existe atualmente ainda mais poeira quente.

Os resultados confirmam ainda que uma colisão extrema entre exoplanetas rochosos poderá ter ocorrido há relativamente pouco tempo. Colisões como estas podem mudar os sistemas planetários. Pensa-se que uma colisão entre um corpo do tamanho de Marte e a Terra, há 4,5 bilhões de anos, tenha criado detritos que eventualmente formaram a Lua.

Os planetas formam-se quando partículas de poeira ao redor de uma estrela jovem se unem e crescem com o tempo. Os detritos remanescentes permanecem após a formação de um sistema planetário, geralmente em regiões frias e distantes, como o Cinturão de Kuiper, localizado além de Netuno no nosso próprio Sistema Solar. Os astrônomos esperam encontrar poeira quente em torno de jovens sistemas solares. À medida que evoluem, as partículas de poeira continuam colidindo e eventualmente tornam-se pequenas o suficiente para serem sopradas do sistema ou puxadas para a estrela. A poeira quente em torno de estrelas mais velhas, como o nosso Sol e as duas do sistema BD +20 307, há muito que devia ter desaparecido. O estudo dos detritos empoeirados em torno de estrelas auxilia não apenas a aprender como os sistemas exoplanetários evoluem, mas também a construir uma imagem mais completa da história do nosso próprio Sistema Solar.

As observações no infravermelho, como aquelas da câmara FORCAST (Faint Object Infrared Camera for the SOFIA Telescope) acoplada ao SOFIA, são cruciais para descobrir pistas escondidas na poeira cósmica. Quando observado no infravermelho, este sistema é muito mais brilhante do que o esperado tendo em conta apenas as estrelas. A energia extra vem do brilho dos detritos de poeira, que não podem ser observados em outros comprimentos de onda.

Embora existam vários mecanismos que podem fazer com que a poeira brilhe com mais intensidade, pode estar absorvendo mais calor estelar ou se aproximando das estrelas, é improvável que tal aconteça em apenas 10 anos, o que é extremamente rápido para mudanças cósmicas. Uma colisão planetária, no entanto, injetaria facilmente e rapidamente uma grande quantidade de poeira. Isto fornece mais evidências de que dois exoplanetas colidiram um com o outro. A equipe está analisando dados das observações de acompanhamento para verificar se existem outras alterações no sistema.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Remanescentes de supernova desconstruídos

Esta imagem composta de raios X (vermelho e verde) obtida pelo observatório de raios X Chandra da NASA e óptica (azul) obtida pelo Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) do National Optical Astronomy Observatory (NOAO)  revela a forma de gato produzida pelos restos de duas estrelas que explodiram na galáxia Grande Nuvem de Magalhães.

© Chandra/CTIO (remanescentes de supernova DEM L316)

Embora as conchas de gás quente pareçam estar colidindo, isso pode ser uma ilusão nos remanescentes de supernova denominado DEM L316.

Os espectros de raios X do Chandra mostram que a carcaça de gás quente na parte superior esquerda contém consideravelmente mais ferro que a da parte inferior direita. A alta abundância de ferro implica que esse remanescente da supernova é o produto de uma supernova do tipo Ia desencadeada pela absorção de matéria de uma estrela companheira por uma estrela anã branca.

Por outro lado, a abundância muito menor de ferro no remanescente da supernova inferior indica que era uma supernova tipo II produzida pela explosão de uma estrela jovem e massiva. Demora bilhões de anos para formar uma estrela anã branca, enquanto uma estrela jovem e massiva explodirá em alguns milhões de anos. A disparidade de idades nas estrelas progenitoras significa que é muito improvável que elas explodam muito perto uma da outra. A proximidade aparente dos restos é provavelmente o resultado de um alinhamento por acaso.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um grande aglomerado de galáxias em formação

Astrônomos que usam dados do observatório de raios X Chandra da NASA e de outros telescópios reuniram um mapa detalhado de uma rara colisão entre quatro aglomerados de galáxias.

© Chandra/SDSS (aglomerados de galáxias Abell 1758)

Eventualmente, todos os quatro aglomerados, cada com uma massa de pelo menos várias centenas de trilhões de vezes a massa do Sol, se vão fundir para formar um dos objetos mais massivos do Universo.

Os aglomerados galácticos são as maiores estruturas do cosmos mantidas juntas pela gravidade. Os aglomerados consistem de centenas ou mesmo milhares de galáxias embebidas em gás quente e contêm uma quantidade ainda maior de matéria escura invisível. Às vezes, dois aglomerados de galáxias colidem, como no caso do Aglomerado da Bala, e ocasionalmente mais de dois colidem ao mesmo tempo.

As novas observações mostram uma megaestrutura sendo montada num sistema chamado Abell 1758, localizado a cerca de 3 bilhões de anos-luz da Terra. Contém dois pares de aglomerados galácticos em colisão que estão se aproximando. Os cientistas reconheceram Abell 1758 pela primeira vez como um aglomerado quádruplo de galáxias em 2004 usando dados do Chandra e do XMM-Newton, um satélite operado pela ESA.

Cada par no sistema contém dois aglomerados galácticos que estão já em fusão. No par norte (topo) da imagem, os centros de cada aglomerado já passaram um pelo outro, há cerca de 300 a 400 milhões de anos, e eventualmente voltarão a aproximar-se. O segundo par, na parte inferior da imagem, possui dois grupos que estão perto de se aproximar pela primeira vez.

Os raios X do Chandra são vistos em azul e branco, representando emissão difusa mais fraca e mais brilhante, respectivamente. Esta nova composição também inclui uma imagem óptica do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Os dados do Chandra revelaram, pela primeira vez, uma onda de choque, semelhante ao estrondo sônico de um avião supersônico, em gás quente visível com o Chandra na colisão do par norte. A partir desta onda de choque, os pesquisadores estimam que os dois grupos estão se movendo de 3 a 5 milhões de quilômetros por hora, em relação um ao outro.

Os dados do Chandra também fornecem informações sobre como os elementos mais pesados do que o hélio, nos aglomerados de galáxias, são misturados e redistribuídos depois que os aglomerados colidem e se fundem. Dado que este processo depende do progresso da fusão, Abell 1758 é um valioso estudo de caso, uma vez que os pares de aglomerados no norte e no sul estão em diferentes estágios de fusão.

No par sul, os elementos pesados são mais abundantes nos centros dos dois aglomerados em colisão, mostrando que a localização original dos elementos não foi fortemente impactada pela colisão em andamento. Em contraste, no par norte, onde a colisão e a fusão já progrediram, a localização dos elementos pesados foi fortemente influenciada pela colisão. As maiores abundâncias são encontradas entre os dois centros do aglomerado e do lado esquerdo do par de aglomerados, enquanto as abundâncias mais baixas estão no centro do aglomerado no lado esquerdo da imagem.

As colisões entre os aglomerados afetam as suas galáxias componentes, bem como o gás quente que as rodeia. Dados do telescópio MMT de 6,5 metros no estado norte-americano do Arizona, obtidos como parte do ACReS (Arizona Cluster Redshift Survey), mostram que algumas galáxias estão se movendo muito mais depressa do que outras, provavelmente porque foram expelidas de perto das outras galáxias do aglomerado pelas forças gravitacionais concedidas pela colisão.

A equipe também usou dados de rádio do GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope) e raios X da missão XMM-Newton da ESA.

O artigo que descreve estes resultados mais recentes foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Hubble captura rosto cósmico

Em comemoração ao Halloween, esta nova imagem do telescópio espacial Hubble capta duas galáxias do mesmo tamanho em uma colisão que parece assemelhar-se a um rosto fantasmagórico.

© Hubble (Arp-Madore 2026-424)

Esta observação foi feita em 19 de junho de 2019 em luz visível pela Advanced Camera for Surveys do telescópio.

Embora colisões de galáxias sejam comuns, especialmente no Universo primitivo, a maioria não é um impacto frontal como a colisão que provavelmente criou este sistema Arp-Madore a 704 milhões de anos-luz da Terra. Este encontro violento fornece ao sistema uma estrutura de anel de retenção, mas apenas por um curto período de tempo. O acidente puxou e esticou os discos de gás, poeira e estrelas das galáxias para fora, formando o anel de intensa formação estelar que molda o "nariz" e a "face" do sistema.

As galáxias em anel são raras, e apenas algumas centenas delas residem em nossa vizinhança cósmica maior. As galáxias precisam colidir com a orientação correta para interagirem para criar o anel, e logo se fundirão completamente, escondendo seu passado confuso.

A justaposição lado a lado das duas protuberâncias centrais de estrelas das galáxias que vemos aqui também é incomum. Como as protuberâncias que formam os "olhos" parecem ter o mesmo tamanho, podemos ter certeza de que as duas galáxias envolvidas no acidente eram do mesmo tamanho. Isso é diferente das colisões mais comuns em que pequenas galáxias são devoradas por seus vizinhos maiores.

Este sistema galáctico é catalogado como Arp-Madore 2026-424 (AM 2026-424) no Arp-Madore “Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and Associations”. O astrônomo Halton Arp publicou seu compêndio de 338 galáxias interativas de aparência incomum em 1966. Mais tarde, ele fez uma parceria com o astrônomo Barry Madore para estender a busca por encontros galácticos únicos no céu do sul. Várias milhares de galáxias estão listadas nesta pesquisa de 1987.

O Hubble observou este sistema exclusivo como parte de um programa de "instantâneo" que tira proveito de lacunas ocasionais no cronograma de observação do telescópio para extrair imagens adicionais. Os astrônomos planejam usar este inovador programa Hubble para examinar de perto muitas outras galáxias que interagem. O objetivo é compilar uma amostra robusta de galáxias que interagem nas proximidades, o que poderia oferecer insights sobre como as galáxias cresceram ao longo do tempo através de fusões galácticas. Ao analisar estas observações detalhadas do Hubble, os astrônomos poderão decidir quais sistemas são os principais alvos para observações de acompanhamento do próximo telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2021.

Fonte: ESA

O menor planeta anão do Sistema Solar conhecido até hoje?

Com o auxílio do instrumento SPHERE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos revelaram que o asteroide Hígia pode ser classificado como planeta anão.

© VLT/SPHERE (Hígia)

Este objeto é o quarto maior do cinturão de asteroides, depois de Ceres, Vesta e Pallas. Pela primeira vez foram feitas observações com resolução suficiente para estudar a sua superfície e determinar a sua forma e tamanho. Os astrônomos descobriram que Hígia é um asteroide esférico, podendo potencialmente destronar Ceres da sua posição de menor planeta anão do Sistema Solar.

Tal como os objetos do cinturão principal de asteroides, Hígia atende imediatamente três dos quatro requisitos para ser classificado como um planeta anão: orbita em torno do Sol, não é satélite de nenhum planeta e, contrariamente aos planetas, não "limpou" o espaço em torno da sua órbita. O requisito final é que ele tenha massa suficiente para que a sua própria gravidade lhe permita ter uma forma mais ou menos esférica. Foi isto que as observações obtidas com o VLT revelaram agora sobre Hígia.

A equipe também usou as observações SPHERE para restringir o tamanho de Hígia, colocando o seu diâmetro em pouco mais de 430 km. Plutão, o mais famoso dos planetas anões, tem um diâmetro de cerca de 2.400 km, enquanto Ceres apresenta cerca de 950 km de diâmetro.

Surpreendentemente, as observações revelaram também que Hígia não apresenta a enorme cratera de impacto que os cientistas esperavam ver na sua superfície. Hígia é o membro principal de uma das maiores famílias de asteroides, a qual é composta por cerca de 7.000 membros, todos com origem no mesmo corpo celeste. Os astrônomos esperavam que o evento que levou à formação desta numerosa família tivesse deixado uma marca grande e profunda em Hígia.

Apesar dos astrônomos terem observado 95% da superfície de Hígia, foram apenas identificadas inequivocamente duas crateras. Nenhuma destas duas crateras poderia ter sido causada pelo impacto que deu origem à família de asteroides Hígia, cujo volume é comparável a um objeto com uma dimensão da ordem dos 100 km. As crateras observadas são muito pequenas.

A equipe decidiu investigar mais. Com o auxílio de simulações numéricas, eles deduziram que a enorme família de asteroides e a forma esférica de Hígia são provavelmente o resultado de uma enorme colisão frontal com um projétil de diâmetro entre 75 e 150 km. As simulações mostram que o impacto violento, que se pensa ter ocorrido a cerca de 2 bilhões de anos atrás, despedaçou completamente o corpo progenitor. Quando os vários pedaços voltaram a se juntar, deram a Hígia uma forma esférica e milhares de asteroides companheiros.

Este trabalho foi apresentado em um artigo publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

A abominável galáxia

Os astrônomos descobriram acidentalmente as pegadas de uma monstruosa galáxia no Universo primitivo que nunca havia sido vista antes.

© Ivo Labbe (ilustração do aspeto de uma galáxia massiva no Universo inicial)

Como um abominável monstro cósmico, a comunidade científica geralmente considerava estas galáxias como uma espécie de lenda, dada a falta de evidências da sua existência, mas astrônomos nos Estados Unidos e na Austrália conseguiram, pela primeira vez, obter uma imagem da galáxia.

A descoberta fornece novas ideias sobre os primeiros passos crescentes de algumas das maiores galáxias do Universo.

A astrônoma Christina Williams, da Universidade do Arizona, autora principal do estudo, notou um leve borrão de luz em novas observações sensíveis do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma coleção de 66 radiotelescópios no alto das montanhas chilenas. Estranhamente, o brilho parecia estar surgindo rdo nada, como uma pegada fantasmagórica num vasto deserto escuro.

Os pesquisadores estimam que o sinal veio de tão longe que demorou 12,5 bilhões de anos para chegar à Terra, dando-nos uma visão do Universo na sua infância. Eles pensam que a emissão observada é provocada pelo brilho quente das partículas de poeira aquecidas pelas estrelas que se formam no interior profundo de uma galáxia jovem. As nuvens gigantes de poeira escondem a luz das próprias estrelas, tornando a galáxia completamente invisível.

Ivo Labbe, da Universidade de Tecnologia de Swinburne, na Austrália, disse: "Descobrimos que a galáxia é realmente enorme e massiva com tantas estrelas quanto a Via Láctea, mas repleta de atividade, formando novas estrelas a um ritmo 100 vezes superior à da nossa própria Galáxia."

A descoberta pode resolver uma questão de longa data da astronomia. Estudos recentes descobriram que algumas das maiores galáxias do Universo jovem cresceram e atingiram a maioridade rapidamente, resultado que não é compreendido teoricamente. As galáxias massivas e adultas só são vistas no Universo primordial, a 10% da sua idade atual. Ainda mais intrigante, é que estas galáxias maduras parecem surgir do nada.

As galáxias menores já foram vistas no Universo inicial com o telescópio espacial Hubble, mas estas "criaturas" não estão crescendo depressa o suficiente para resolver o enigma. Outras galáxias monstruosas também foram relatadas anteriormente, mas estes avistamentos têm sido raros demais para fornecer uma explicação satisfatória.

Uma questão em aberto é exatamente quantas existem por aí. As observações para o estudo atual foram feitas numa parte pequena do céu, menos de 1/100 do disco da Lua Cheia. Como o Abominável Homem das Neves, encontrar pegadas da criatura mítica numa pequena faixa de deserto cósmico seria um sinal de incrível sorte ou sinal de que os monstros estão literalmente à espreita em todos os lugares.

Os cientistas aguardam ansiosamente o lançamento, programado para março de 2021, do telescópio espacial James Webb da NASA, a fim de investigar estes objetos em mais detalhe.

A descoberta foi publicada na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Swinburne University of Technology

Detectado estrôncio durante colisão de duas estrelas de nêutrons

Foi detectado pela primeira vez no espaço um elemento pesado recentemente produzido, o estrôncio, após uma fusão de duas estrelas de nêutrons.

© ESO/L. Calçada/M. Kornmesser (ilustração da fusão de estrelas de nêutrons)

Esta descoberta foi realizada com observações efetuadas pelo espectrógrafo X-shooter, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. A detecção confirma que os elementos mais pesados do Universo podem se formar em fusões de estrelas de nêutrons, fornecendo uma peça que falta no quebra-cabeça da formação de elementos químicos.

Em 2017, após a detecção das ondas gravitacionais que passaram pela Terra, o ESO apontou os seus telescópios, incluindo o VLT, para a fonte destas ondas: uma fusão de estrelas de nêutrons chamada GW170817. Os astrônomos suspeitavam que, se os elementos pesados se formassem efetivamente em colisões de estrelas de nêutrons, as assinaturas destes elementos poderiam ser detectadas em quilonovas, os resultados explosivos destas fusões. Foi exatamente isso que uma equipe de pesquisadores europeus fez, usando dados coletados pelo instrumento X-shooter, montado no Very Large Telescope do ESO.

Após a fusão GW170817, os telescópios do ESO começaram a monitorar a explosão emergente de quilonova em uma ampla gama de comprimentos de onda. Em particular, o X-shooter obteve uma série de espectros desde o ultravioleta ao infravermelho próximo. A análise preliminar destes espectros sugeria a presença de elementos pesados na quilonova, mas os astrônomos não podiam identificar elementos individuais até agora.

Na Terra, o estrôncio é encontrado naturalmente no solo e está concentrado em certos minerais. Seus sais são usados para dar aos fogos de artifício uma cor vermelha brilhante.

Os astrônomos conhecem os processos físicos que dão origem aos elementos desde a década de 1950. Nas décadas seguintes, foram sendo descobertas as regiões cósmicas de cada uma destas forjas nucleares principais, exceto uma. “Esta é a fase final de uma busca de longas décadas para descobrir a origem dos elementos,” disse Darach Watson, do Universidade de Copenhague, na Dinamarca. “Sabemos que os processos que formaram os elementos ocorreram essencialmente em estrelas comuns, em explosões de supernovas e nas camadas externas de estrelas velhas. Mas, até agora, não conhecíamos a localização do processo final, conhecido por captura rápida de nêutrons e que deu origem aos elementos mais pesados da tabela periódica.”

A captura rápida de nêutrons é um processo no qual um núcleo atômico captura nêutrons com rapidez suficiente para permitir a criação de elementos muito pesados. Embora muitos elementos sejam produzidos nos núcleos das estrelas, a criação de elementos mais pesados que o ferro, como o estrôncio, requer ambientes ainda mais quentes, com muitos nêutrons livres. A captura rápida de nêutrons ocorre naturalmente apenas em ambientes extremos, onde os átomos são bombardeados por um grande número de nêutrons.

Só agora os cientistas estão começando a entender melhor as fusões de estrelas de nêutrons e as quilonovas. Devido ao conhecimento limitado que temos destes fenômenos e a várias complexidades nos espectros que o X-shooter obteve da explosão, os astrônomos não tinham conseguido identificar anteriormente elementos individuais.

A fusão GW170817 foi a quinta detecção de ondas gravitacionais, possível graças ao Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), nos EUA, e ao Virgo Interferometer, na Itália. Situada na galáxia NGC 4993, esta fusão foi a primeira, e até agora a única, fonte de ondas gravitacionais a ter a sua contraparte visível detectada por telescópios na Terra.

Com os esforços combinados do LIGO, Virgo e VLT, podemos agora compreender melhor os mecanismos internos das estrelas de nêutrons e as suas fusões explosivas.

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo científico publicado na revista Nature.

Fonte: ESO