Descoberta galáxia empoeirada mais distante escondida à vista de todos

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) do ESO, astrônomos avistaram a luz de uma galáxia massiva apenas 970 milhões de anos após o Big Bang.

© ESO/NAOJ/NRAO (MAMBO-9)

Esta galáxia, de nome MAMBO-9, é a galáxia empoeirada mais distante já observada sem a ajuda de uma lente gravitacional.

As galáxias empoeiradas que formam estrelas são os viveiros estelares mais intensos do Universo. Formam estrelas a um ritmo de até alguns milhares de vezes a massa do Sol por ano (o ritmo de formação estelar da nossa Via Láctea é de apenas três massas solares por ano) e contêm grandes quantidades de gás e poeira. Não se espera que estas galáxias monstruosas se tenham formado no início da história do Universo, mas os astrônomos já descobriram várias quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. Uma delas é a galáxia SPT0311-58, que o ALMA observou em 2018.

Devido ao seu comportamento extremo, considera-se que estas galáxias empoeiradas desempenham um papel importante na evolução do Universo. Mas descobri-las é uma tarefa complexa.

A luz de MAMBO-9 já tinha sido detectada há dez anos atrás por Manuel Aravena, usando o instrumento MAMBO (Max-Planck Millimeter BOlometer) acoplado ao telescópio IRAM de 30 metros na Espanha e o PdBI (Plateau de Bure Interferometer) na França. Mas estas observações não foram sensíveis o suficiente para revelar a distância da galáxia. Graças à sensibilidade do ALMA, os pesquisadores foram agora capazes de determinar a distância de MAMBO-9.

A luz de galáxias distantes é frequentemente obstruída por outras galáxias mais próximas de nós. Estas galáxias no plano da frente funcionam como lentes gravitacionais: dobram a luz da galáxia mais distante. Este efeito de lente facilita a identificação de objetos distantes por parte dos telescópios (é assim que o ALMA pôde ver a galáxia SPT0311-58). Mas também distorce a imagem do objeto, dificultando a identificação de detalhes.

Neste estudo, os astrônomos viram MAMBO-9 diretamente, sem lente, e isso permitiu-lhes medir a sua massa. A massa total de gás e poeira na galáxia é enorme: dez vezes mais do que todas as estrelas da Via Láctea. Isto significa que ainda vai construir a maioria das suas estrelas. A galáxia tem duas partes e está no processo de fusão.

Os astrônomos esperam encontrar galáxias empoeiradas mais distantes no levantamento do ALMA, que fornecerá informações sobre quão comuns são, como estas galáxias massivas se formaram tão cedo no Universo e porque é que são tão empoeiradas. Normalmente, a poeira é um subproduto da morte das estrelas. A galáxia MAMBO-9 ainda não produziu tantas estrelas e os astrônomos querem descobrir como a poeira se pode formar tão rapidamente após o Big Bang.

A luz de MAMBO-9 viajou cerca de 13 bilhões de anos até alcançar as antenas do ALMA (o Universo tem aproximadamente 13,8 bilhões de anos). Isto significa que podemos ver como a galáxia era no passado. Hoje, a galáxia provavelmente será ainda maior, contendo cem vezes mais estrelas que a Via Láctea, residindo num enorme aglomerado de galáxias.

Um estudo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

N63A: remanescente de supernova no visível e em raios X

O que esta supernova deixou para trás?

© Hubble/Chandra (N63A)

Tão pouco quanto 2.000 anos atrás, a luz de uma explosão estelar massiva na Grande Nuvem de Magalhães (LMC) atingiu o planeta Terra pela primeira vez. A LMC é uma vizinha galáctica próxima da Via Láctea, onde a frente da explosão violenta agora é vista deslocando nuvens de gás ambiente, deixando para trás nós relativamente densos de gás e poeira.

O que resta é um dos maiores remanescentes de supernovas na LMC: N63A. Muitos dos nós densos sobreviventes foram eles mesmos comprimidos e podem se contrair ainda mais para formar novas estrelas. Algumas das estrelas resultantes podem explodir em uma supernova, continuando o ciclo.

A imagem acima do remanescente de supernova N63A é uma combinação no raio X obtida pelo observatório Chandra e na luz visível captada pelo telescópio espacial Hubble. O nó proeminente de gás e poeira no canto superior direito, informalmente chamado de Firefox, é muito brilhante na luz visível, enquanto o restante do remanescente da supernova brilha mais intensamente em raios X.

O remanescente de supernova N63A se estende por mais de 25 anos-luz e fica a cerca de 150.000 anos-luz de distância da Terra em direção à constelação de Dorado.

Fonte: NASA

Diversidade galáctica

A NGC 3175 está localizada a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Antlia.

© Hubble (NGC 3175)

A galáxia pode ser vista nesta imagem do telescópio espacial Hubble, com sua mistura de manchas brilhantes de gás brilhante, faixas escuras de poeira, núcleo brilhante e braços giratórios, reunindo-se para pintar uma bela cena celeste.

A galáxia é o membro de mesmo nome do grupo NGC 3175, que foi chamado de análogo próximo para o Grupo Local. O Grupo Local contém nossa própria galáxia, a Via Láctea, e cerca de 50 outras, uma mistura de galáxias espirais, irregulares e anãs.

O grupo NGC 3175 contém duas galáxias espirais grandes, a NGC 3175 e a NGC 3137, e várias galáxias espirais e satélites de massa mais baixa. Grupos de galáxias são algumas das reuniões galácticas mais comuns no cosmos, e compreendem 50 ou mais galáxias, todas unidas pela gravidade.

Fonte: ESA

Descoberto primeiro planeta gigante em torno de anã branca

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os pesquisadores encontraram, pela primeira vez, evidências de um planeta gigante associado a uma estrela anã branca.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do sistema WDJ0914+1914)

O planeta orbita a anã branca quente, o remanescente de uma estrela parecida com o Sol, a curta distância, fazendo com que sua atmosfera seja removida e forme um disco de gás ao redor da estrela. Este sistema único sugere como será o nosso próprio Sistema Solar em um futuro distante.

A equipe estudou cerca de 7.000 anãs brancas observadas pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e descobriu uma muito diferente das restantes. Ao analisar as variações sutis da radiação emitida pela estrela, eles descobriram indícios de elementos químicos em quantidades que nunca tinham sido antes observadas numa anã branca.

Para ter uma ideia melhor das propriedades desta estrela incomum, chamada WDJ0914+1914, a equipe observou-a com o instrumento X-shooter montado no VLT do ESO, no deserto chileno do Atacama. Estas observações de acompanhamento confirmaram a presença de hidrogênio, oxigênio e enxofre associados à anã branca. Ao estudar os detalhes nos espectros obtidos pelo X-shooter, a equipe descobriu que estes elementos se encontravam em um disco de gás em torno da anã branca e não na estrela propriamente dita. A única maneira de tal disco poder existir seria devido à evaporação de um planeta gigante.

As quantidades detectadas de hidrogênio, oxigênio e enxofre são semelhantes às encontradas nas profundas camadas atmosféricas de planetas gigantes e gelados, como Netuno e Urano. Se um tal planeta orbitasse perto da anã branca quente, a intensa radiação ultravioleta emitida pela estrela arrancaria as suas camadas mais exteriores e parte deste gás acabaria num disco girando em torno da anã branca. É este fenômeno que os cientistas pensam estar vendo em torno da WDJ0914+1914: o primeiro planeta em evaporação orbitando uma anã branca.

Combinando dados observacionais com modelos teóricos, a equipe de astrônomos do Reino Unido, Chile e Alemanha conseguiu obter uma ideia mais clara deste sistema único. A anã branca é pequena e extremamente quente, apresentando uma temperatura de 28.000 graus Celsius (o que corresponde a cinco vezes a temperatura do Sol). O planeta, por sua vez, é gelado e grande, pelo menos duas vezes o tamanho da estrela. Uma vez que descreve uma órbita muito próxima da estrela, completando uma translação em apenas 10 dias, os fótons de alta energia emitidos pela estrela estão gradualmente "soprando" a atmosfera do planeta. A maior parte do gás escapa, mas parte é puxado para um disco que gira em torno da estrela, a uma taxa de 3.000 toneladas por segundo. É este disco que faz com que o planeta do tipo de Netuno seja visível, o que não aconteceria de outro modo.

As estrelas como o nosso Sol queimam hidrogênio nos seus núcleos durante a maior parte das suas vidas. Quando gastam este combustível, crescem transformando-se em gigantes vermelhas, tornando-se centenas de vezes maiores e “engolindo” os planetas mais próximos. No caso do Sistema Solar, isso incluirá Mercúrio, Vênus e até a Terra, que serão consumidos pelo Sol em sua fase de gigante vermelha dentro de cerca de 5 bilhões de anos. Eventualmente, o Sol perderá as suas camadas mais exteriores, sobrando apenas um núcleo gasto e consumido, uma anã branca. Tais restos estelares podem ainda hospedar planetas e estima-se que existam muitos destes sistemas estelares na nossa Galáxia. No entanto, até agora os cientistas nunca tinham descoberto evidências de um planeta gigante sobrevivente em torno de uma anã branca. A detecção de um exoplaneta em órbita da WDJ0914+1914, situada a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra na constelação de Câncer, pode ser a primeira de muitas detecções deste tipo de sistemas.

De acordo com os pesquisadores, o exoplaneta orbita a anã branca a uma distância de apenas 10 milhões de km, ou 15 vezes o raio do Sol, o que teria correspondido ainda ao interior da gigante vermelha. A localização incomum do planeta sugere que em algum momento após a estrela se tornar uma anã branca, o planeta se deslocou para mais perto desta. Os astrônomos acreditam que esta nova órbita pode ter sido o resultado de interações gravitacionais com outros planetas no sistema, o que significaria que mais do que um planeta pode ter sobrevivido à violenta transição da sua estrela hospedeira.

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

Fonte: ESO

A morte dramática de certas estrelas

Alguns dos eventos mais dramáticos do Universo ocorrem quando certas estrelas morrem e explodem catastroficamente no processo.

© Hubble (NGC 5468)

Tais explosões, conhecidas como supernovas, ocorrem principalmente de duas maneiras: uma estrela massiva esgota seu combustível no final de sua vida útil, torna-se dinamicamente instável e incapaz de suportar sua massa, desmorona para dentro e depois explode violentamente; ou uma anã branca em um par estelar em órbita absorve mais massa de sua companheira do que é capaz de suportar, acendendo a fusão nuclear descontrolada em seu núcleo e iniciando o processo de supernova. Ambos os tipos resultam em um objeto intensamente brilhante no céu que pode rivalizar com a luz de uma galáxia inteira.

Nos últimos 20 anos, a galáxia NGC 5468, visível nesta imagem, hospedou várias supernovas observadas dos dois tipos mencionados: SN 1999cp, SN 2002cr, SN2002ed, SN2005P e SN2018dfg. Apesar de estar a pouco mais de 130 milhões de anos-luz de distância da Terra, a orientação da galáxia em relação a nós facilita a localização destas novas estrelas à medida que aparecem; vemos a NGC 5468 de frente, o que significa que podemos ver o padrão espiral solto e aberto da galáxia em belos detalhes em imagens como esta obtida pelo telescópio espacial Hubble.

Fonte: ESA

Peso-pesado no coração da galáxia central do aglomerado Abell 85

No espaço, os buracos negros têm diferentes tamanhos e massas.

© MPE/Matthias Kluge (aglomerado de galáxias Abell 85)

O recorde é agora detido por um tal objeto no aglomerado de galáxias Abell 85, onde um buraco negro ultramassivo com 40 bilhões de vezes a massa do Sol fica no meio da galáxia central Holm 15A. Os astrônomos do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre e do Observatório da Universidade Ludwig-Maximilians em Munique, descobriram-no analisando dados fotométricos e novas observações espectrais com o VLT (Very Large Telescope).

Embora a galáxia central do aglomerado Abell 85 tenha uma enorme massa visível de aproximadamente 2 trilhões de massas solares em estrelas, o centro da galáxia é extremamente difuso e tênue. É por isso que um grupo de astrônomos do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre e do Observatório da Universidade Ludwig-Maximilians em Munique se interessou pela galáxia. Esta região difusa central na galáxia é quase tão grande quanto a Grande Nuvem de Magalhães, e esta era uma pista suspeita da presença de um buraco negro com uma massa muito alta.

O aglomerado de galáxias Abell 85, que consiste em mais de 500 galáxias individuais, está a uma distância de 700 milhões de anos-luz da Terra, o dobro da distância para medições diretas anteriores da massa de buracos negros. Existem apenas algumas dúzias de medições diretas da massa de buracos negros supermassivos, e nunca antes foi tentada a uma distância tão grande.

Os novos dados obtidos no Observatório Wendelstein da Universidade Ludwig-Maximilians em Munique e com o instrumento MUSE no VLT permitiram obter uma estimativa da massa baseada diretamente nos movimentos estelares ao redor do núcleo da galáxia. Com uma massa de 40 bilhões de massas solares, este é o buraco negro mais massivo conhecido hoje no Universo local.

O perfil de luz da galáxia mostra um centro com um brilho superficial extremamente baixo e muito difuso, muito mais tênue do que outras galáxias elípticas. O perfil de luz no núcleo interno é também muito plano, isto significa que a maioria das estrelas no centro deve ter sido expulsa devido a interações durante fusões anteriores.

Na visão mais aceita, os núcleos destas galáxias elípticas tão massivas formam-se por meio de uma fusão entre duas galáxias, onde as interações gravitacionais da fusão dos seus buracos negros supermassivos levam à atrações gravitacionais que expelem estrelas em órbitas predominantemente radiais do centro da galáxia remanescente. Se não existir gás no centro para formar novas estrelas, como nas galáxias mais jovens, isto leva a um núcleo esgotado.

A mais recente geração de simulações por computador de fusões galácticas forneceu previsões que correspondem bastante bem às propriedades observadas. Estas simulações incluem interações entre estrelas e um buraco negro binário, mas o ingrediente crucial são duas galáxias elípticas que já possuem núcleos empobrecidos. Isto significa que a forma do perfil de luz e as trajetórias das estrelas contêm informações arqueológicas valiosas sobre as circunstâncias específicas da formação do núcleo nesta galáxia, bem como em outras galáxias muito massivas.

No entanto, mesmo com esta história incomum de fusão, os cientistas podem estabelecer uma nova e robusta relação entre a massa do buraco negro e o brilho superficial da galáxia: o buraco negro ganha massa a cada fusão e o centro da galáxia perde estrelas. Os astrônomos podem usar esta relação para estimar a massa de buracos negros em galáxias mais distantes, onde medições diretas dos movimentos estelares próximos o suficiente do buraco negro não são possíveis.

Fonte: Max Planck Institute

Descoberto um buraco negro estelar imprevisível

Estima-se que a nossa Via Láctea contenha 100 milhões de buracos negros estelares, corpos cósmicos formados pelo colapso de estrelas massivas e tão densos que nem a luz consegue escapar.

© Jingchuan Yu (ilustração do buraco negro estelar LB-1 com uma estrela em órbita)

Até agora, os cientistas haviam estimado a massa dos buracos negros estelares individuais na nossa Galáxia em não mais do que 20 vezes a massa do Sol. Mas a descoberta de um enorme buraco negro por uma equipe de cientistas internacionais liderada pela China derrubou esta suposição.

A equipe, liderada pelo professor Liu Jifeng do Observatório Astronômico Nacional da China da Academia Chinesa de Ciências, localizou um buraco negro estelar com 70 vezes a massa do Sol. O buraco negro monstruoso está localizado a 15 mil anos-luz da Terra e recebeu o nome LB-1.

Esta descoberta foi uma grande surpresa. "Os buracos negros com esta massa nem deveriam existir na nossa Galáxia, de acordo com a maioria dos modelos atuais da evolução estelar," disse o professor Liu. "Achávamos que as estrelas muito massivas com a composição típica da nossa Galáxia deviam expelir a maior parte do seu gás em fortes ventos estelares à medida que se aproximavam do fim da sua vida. Portanto, não deviam deixar para trás um remanescente tão massivo. LB-1 é duas vezes mais massivo do que pensávamos ser possível. Agora os teóricos terão que aceitar o desafio de explicar a sua formação."

Até há poucos anos, os buracos negros estelares só podiam ser descobertos quando devoravam gás de uma estrela companheira. Este processo cria poderosas emissões de raios X, detectáveis da Terra, que revelam a presença do objeto colapsado.

A vasta maioria dos buracos negros estelares na nossa Galáxia não está envolvida num banquete cósmico e, portanto, não emite raios X reveladores. Como resultado, apenas foram identificados e medidos cerca de duas dúzias de buracos negros estelares na Via Láctea.

Para combater esta limitação, o professor Liu e colaboradores analisaram o céu com o LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope) da China, procurando estrelas que orbitam um objeto invisível, puxadas pela sua gravidade.

Esta técnica de observação foi proposta pela primeira vez pelo visionário cientista inglês John Mitchell em 1783, mas só se tornou viável com as recentes melhorias tecnológicas nos telescópios e detectores.

Ainda assim, tal pesquisa é como procurar a proverbial agulha no palheiro: apenas uma estrela em mil pode estar orbitando um buraco negro.

Após a descoberta inicial, os maiores telescópios ópticos do mundo, o GTC (Gran Telescopio Canarias) com 10,4 m na Espanha e o telescópio Keck I de 10 m nos EUA, foram usados para determinar os parâmetros físicos do sistema. Os resultados foram fantásticos: uma estrela com oito massas solares orbitava um buraco negro com 70 vezes a massa do Sol a cada 79 dias.

A descoberta de LB-1 encaixa muito bem com outra inovação na astrofísica. Recentemente, os detectores de ondas gravitacionais LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) e Virgo começaram a captar ondulações no espaço-tempo provocadas por colisões de buracos negros em galáxias distantes. Curiosamente, os buracos negros envolvidos em tais colisões também são muito maiores do que o que anteriormente era considerado típico.

A observação direta de LB-1 prova que esta população de buracos negros estelares excessivamente grandes existe até no nosso próprio quintal cósmico. "Esta descoberta obriga-nos a reexaminar os nossos modelos de como os buracos negros de massa estelar se formam," disse o professor David Reitze, diretor do LIGO e da Universidade da Flórida, EUA.

"Este resultado notável, juntamente com as detecções LIGO-Virgo de colisões de buracos negros binários durante os últimos quatro anos, realmente apontam para um renascimento na nossa compreensão da astrofísica dos buracos negros," disse Reitze.

A descoberta foi relatada na última edição da revista Nature.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Perto do sinal da alvorada cósmica

Utilizando o radiotelescópio MWA (Murchison Widefield Array), pesquisadores deram um novo e significativo passo em direção à detecção de um sinal do período da história cósmica em que as primeiras estrelas iluminaram o Universo.

© U. Curtin/Goldsmith (uma porção do radiotelescópio MWA)

Há cerca de 12 bilhões de anos, o Universo emergiu de uma grande idade das trevas cósmica quando as primeiras estrelas e galáxias se iluminaram. Com uma nova análise de dados recolhidos pelo radiotelescópio MWA, os cientistas estão agora mais perto do que nunca de detectar a assinatura ultrafraca deste momento decisivo na história cósmica.

Foi obtida uma primeira análise de dados de uma nova configuração do MWA desenhada especificamente para procurar o sinal do hidrogênio neutro, o gás que dominou o Universo durante a idade das trevas cósmica. A análise estabelece um novo limite, o limite mais baixo até agora, para a força do sinal do hidrogênio neutro.

Apesar da sua importância na história cósmica, pouco se sabe sobre o período em que as primeiras estrelas se formaram, conhecido como Época da Reionização. Os primeiros átomos que se formaram após o Big Bang foram íons de hidrogênio com carga positiva, átomos cujos elétrons foram arrancados pela energia do Universo jovem. À medida que o Universo arrefecia e se expandia, os átomos de hidrogênio reuniram-se com os seus elétrons para formar hidrogênio neutro. E isto era tudo o que havia no Universo até há cerca de 12 bilhões de anos, quando os átomos começaram a agrupar-se para formar estrelas e galáxias. A luz destes objetos reionizou o hidrogênio neutro, fazendo com que desaparecesse amplamente do espaço interestelar.

O objetivo de projetos como o que está decorrendo no MWA é localizar o sinal do hidrogênio neutro da idade das trevas e medir como mudou à medida que a Época da Reionização se desenrolava. Isto poderá revelar informações novas e críticas sobre as primeiras estrelas, os blocos de construção do Universo que vemos hoje. Mas observar qualquer vislumbre deste sinal daquela época é uma tarefa difícil que requer instrumentos com sensibilidade requintada.

Quando começou a operar em 2013, o MWA totalizava 2.048 antenas de rádio dispostas no interior remoto da Austrália Ocidental. As antenas são agrupadas em 128 "blocos", cujos sinais são combinados por um supercomputador chamado "Correlator". Em 2016, o número de blocos duplicou para 256 e a sua configuração na paisagem foi alterada para melhorar a sua sensibilidade ao sinal do hidrogênio neutro.

O hidrogênio neutro emite radiação no comprimento de onda dos 21 centímetros. À medida que o Universo se expandia nos últimos 12 bilhões de anos, o sinal da Época da Reionização foi esticado até cerca de 2 metros e é isso que os astrônomos do MWA estão à procura. O problema é que existem inúmeras outras fontes que emitem no mesmo comprimento de onda, fontes criadas pelo Homem, como televisão digital, bem como fontes naturais da Via Láctea e de milhões de outras galáxias.

Todas estas outras fontes são muitas ordens de magnitude mais fortes do que o sinal que está sendo detectado. Mesmo um sinal de rádio FM refletido por um avião que coincidentemente passa por cima do telescópio é suficiente para contaminar os dados.

Para detectar o sinal, os pesquisadores usam uma infinidade de técnicas de processamento para eliminar estes contaminantes. Ao mesmo tempo, têm que ter em conta as respostas de frequência únicas do próprio telescópio.

Estas técnicas de análise combinadas com a capacidade expandida do próprio telescópio resultaram num novo limite superior da força do sinal da Época da Reionização. É a segunda análise consecutiva do melhor limite até ao momento a ser divulgada pelo MWA e aumenta a esperança de que a experiência um dia detecte o sinal elusivo da Época da Reionização.

Um artigo será publicado brevemente na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Brown University

Um buraco negro enfraquecido permite que a sua galáxia "desperte"

Os astrônomos confirmaram o primeiro exemplo de um aglomerado de galáxias onde um grande número de estrelas está nascendo no seu núcleo.

© NASA/ESA/NRAO (Aglomerado da Fênix)

Usando dados de telescópios espaciais da NASA e de um observatório de rádio, pesquisadores reuniram novos detalhes sobre como os buracos negros mais massivos do Universo afetam as suas galáxias hospedeiras.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas do cosmos mantidas juntas pela gravidade, consistindo de centenas ou milhares de galáxias embebidas em gás quente, bem como de matéria escura invisível. Os maiores buracos negros supermassivos encontram-se em galáxias nos centros destes aglomerados.

Durante décadas, os astrônomos procuraram aglomerados de galáxias contendo ricos berçários de estrelas nas suas galáxias centrais. Em vez disso, encontraram buracos negros gigantes e poderosos, bombardeando energia através de jatos de partículas altamente energéticas e mantendo o gás demasiado quente para formar muitas estrelas.

Agora, os cientistas têm evidências convincentes de um aglomerado de galáxias em que as estrelas se formam a uma velocidade furiosa, aparentemente ligadas a um buraco negro menos eficaz no seu centro. Neste aglomerado único, os jatos do buraco negro central parecem ajudar na formação estelar. Os pesquisadores usaram novos dados do observatório de raios X Chandra e do telescópio espacial Hubble da NASA, e do VLA (Karl Jansky Very Large Array) para esclarecer observações anteriores deste aglomerado.

O buraco negro está no centro de um aglomerado de galáxias chamado Aglomerado da Fênix, localizado a mais ou menos 5,8 bilhões de anos-luz da Terra na direção da constelação da Fênix. A grande galáxia que hospeda o buraco negro é cercada por gás quente com temperaturas de milhões de graus. A massa deste gás, equivalente a trilhões de sóis, é várias vezes maior do que a massa combinada de todas as galáxias do aglomerado.

Este gás quente perde energia à medida que brilha em raios X, o que deve fazer com que arrefeça até formar um grande número de estrelas. No entanto, em todos os outros aglomerados de galáxias observados, explosões energéticas impulsionadas por um buraco negro fazem com que a maior parte do gás quente não arrefeça, impedindo o nascimento generalizado de estrelas.

Quando a capacidade de aquecimento de um buraco negro é desativada num aglomerado de galáxias, o gás pode então arrefecer.

As evidências desta rápida formação estelar no Aglomerado da Fênix já tinham sido anteriormente relatadas em 2012. Mas foram necessárias observações mais profundas para aprender detalhes sobre o papel do buraco negro central no renascimento de estrelas na galáxia central, e como isso pode mudar no futuro.

Combinando longas observações em raios X, no visível e no rádio, os pesquisadores obtiveram uma melhoria de dez vezes na qualidade dos dados em comparação com as observações anteriores. Os novos dados do Chandra revelam que o gás quente está arrefecendo quase ao ritmo esperado na ausência de energia injetada por um buraco negro. Os novos dados do Hubble mostram que estão localizadas cerca de 10 bilhões de massas solares de gás frio ao longo dos filamentos que conduzem ao buraco negro, e jovens estrelas estão se formando a partir deste gás frio a um ritmo de mais ou menos 500 massas solares por ano. Em comparação, a Via Láctea forma estrelas a um ritmo de aproximadamente uma massa solar por ano.

Os dados rádio do VLA revelam jatos saindo da vizinhança do buraco negro central. Estes jatos provavelmente inflaram bolhas no gás quente detectado nos dados do Chandra. Tanto os jatos quanto as bolhas são evidências do rápido crescimento do buraco negro. No início deste crescimento, o buraco negro pode ter sido subdimensionado, em comparação com a massa da sua galáxia hospedeira, o que permitiria que o arrefecimento rápido não tivesse controle.

O arrefecimento pode continuar quando o gás é transportado para longe do centro do aglomerado pelas explosões do buraco negro. A uma distância maior da influência do aquecimento do buraco negro, o gás arrefece mais depressa do que pode cair para o centro do aglomerado. Este cenário explica a observação de que o gás frio está localizado em torno das cavidades, com base numa comparação dos dados do Chandra e do Hubble.

Eventualmente, a explosão gerará turbulência, ondas sonoras e ondas de choque suficientes (parecidas às explosões sônicas produzidas pelos aviões supersônicos) para fornecer fontes de calor e impedir mais arrefecimento. Isto continuará até que a explosão cesse e o acumular de gás frio possa recomeçar. O ciclo inteiro pode então repetir-se.

A ausência de objetos semelhantes mostra que os aglomerados de galáxias e os seus enormes buracos negros passam pela rápida fase de formação estelar de forma relativamente acelerada.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódic The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

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