Revelada proeminência gigante de estrela minúscula

Uma estrela com cerca de oito por cento da massa do Sol foi apanhada emitindo uma enorme "super-proeminência" de raios X, uma dramática erupção altamente energética que representa um problema fundamental para os astrônomos, que não consideravam ser possível em estrelas tão pequenas.

© ESA (ilustração de uma estrela anã L)

A estrela, conhecida como J0331-27, é uma anã L. É uma estrela com tão pouca massa que está apenas acima do limite do que constitui uma estrela. Se tivesse menos massa, não possuiria as condições internas necessárias para gerar a sua própria energia.

Os astrônomos descobriram a enorme proeminência de raios X em dados registados no dia 5 de julho de 2008 pelo instrumento EPIC (European Photon Imaging Camera) a bordo do observatório de raios X XMM-Newton da ESA. Em questão de minutos, a pequena estrela liberou mais de dez vezes mais energia do que as proeminências mais intensas do Sol.

As proeminências estelares são lançadas quando o campo magnético na atmosfera de uma estrela se torna instável e colapsa numa configuração mais simples. No processo, libera uma grande proporção da energia aí armazenada.

Esta liberação explosiva de energia cria um brilho repentino, a proeminência, e é aqui que as novas observações apresentam o seu maior quebra-cabeças.

A energia só pode ser colocada no campo magnético de uma estrela por partículas carregadas, também conhecidas como material ionizado e criadas em ambientes de alta temperatura. No entanto, sendo uma anã L, a J0331-27 tem uma temperatura superficial baixa para uma estrela, apenas 2.100K em comparação com os cerca de 6.000K do Sol. Os astrônomos não pensavam que uma temperatura tão baixa pudesse ser capaz de gerar partículas carregadas suficientes para alimentar tanta energia no campo magnético. Portanto, o enigma é: como é que é possível uma super-proeminência numa estrela tão pequena?

A super-proeminência foi descoberta em dados de arquivo do XMM-Newton como parte de um grande projeto de investigação liderado por Andrea De Luca do INAF - Instituto de Astrofísica Espacial e Física Cósmica em Milão, Itália. O projeto estudou a variabilidade temporal de aproximadamente 400.000 fontes detectadas pelo XMM-Newton ao longo de 13 anos.

Andrea e colaboradores procuravam, em particular, fenômenos peculiares e com J0331-27 certamente conseguiram isso. Várias estrelas semelhantes já tinham sido observadas emitindo super-proeminências na parte visível do espetro, mas esta é a primeira detecção inequívoca de uma erupção deste tipo em raios X.

O comprimento de onda é importante porque assinala de que parte da atmosfera a super-proeminência vem: a luz óptica vem de mais profundamente na atmosfera da estrela, perto da sua superfície visível, ao passo que os raios X vêm de mais alto na atmosfera.

A compreensão das semelhanças e diferenças entre esta nova, e até agora única, super-proeminência na anã L e as proeminências anteriormente observadas, detectadas em todos os comprimentos de onda em estrelas de maior massa, é agora uma prioridade para a equipe. Mas para alcançar isso, precisam de encontrar mais exemplos.

Uma pista que efetivamente possuem é que existe apenas uma proeminência de J0331-27 nos dados, apesar do XMM-Newton ter observado a estrela por um total de cerca de 40 dias. Isto é peculiar porque outras estrelas flamejantes tendem a sofrer de vários surtos menores.

Os dados parecem sugerir que uma anã L leva mais tempo para acumular energia, de modo que há uma grande liberação repentina.

As estrelas com proeminências mais frequentes liberam menos energia de cada vez, enquanto esta anã L parece liberar energia muito raramente, mas num evento realmente grande. Porque é que isto pode ser o caso, ainda é uma questão em aberto que precisa de mais investigação.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Grande exoplaneta pode ter as condições ideais para a vida

Os astrônomos descobriram que um exoplaneta com mais do dobro do tamanho da Terra é potencialmente habitável, alargando a busca por vida a planetas significativamente maiores que a Terra, mas menores que Netuno.

© Amanda Smith (ilustração do exoplaneta K2-18b)

Uma equipe da Universidade de Cambridge usou a massa, o raio e os dados atmosféricos do exoplaneta K2-18b e determinou que é possível que o planeta hospede água líquida em condições habitáveis sob a sua atmosfera rica em hidrogênio.

O exoplaneta K2-18b, a 124 anos-luz de distância, tem 2,6 vezes o raio e 8,6 vezes a massa da Terra, e orbita a sua estrela dentro da zona habitável, onde as temperaturas podem permitir a existência de água líquida. O planeta foi objeto de uma cobertura significativa por parte da comunicação social no outono de 2019, quando duas equipes diferentes relataram a detecção de vapor de água na sua atmosfera rica em hidrogênio. No entanto, a extensão da atmosfera e as condições por baixo continuavam desconhecidas.

"O vapor de água já foi detectado nas atmosferas de vários exoplanetas, mas mesmo que o planeta esteja na zona habitável, isso não significa necessariamente que existam condições habitáveis à superfície," disse o Dr. Nikku Madhusudhan do Instituto de Astronomia de Cambridge, que liderou a nova pesquisa. "Para estabelecer as perspectivas de habitabilidade, é importante obter uma compreensão unificada das condições interiores e atmosféricas do planeta, em particular, se a água líquida pode existir sob a atmosfera."

Dado o grande tamanho de K2-18b, sugeriu-se que seria mais como uma versão menor de Netuno do que uma versão maior da Terra. Espera-se que um "mini-Netuno" tenha um "invólucro" significativo de hidrogênio ao redor de uma camada de água a alta pressão, com um núcleo interno de rocha e ferro. Se o invólucro de hidrogênio for demasiado espesso, a temperatura e pressão à superfície da camada de água seriam demasiado grandes para suportar vida.

Agora, Madhusudhan e a sua equipe mostraram que, apesar do tamanho de K2-18b, o seu invólucro de hidrogênio não é necessariamente muito espesso e a camada de água pode ter as condições ideais para suportar vida. Usaram as observações existentes da atmosfera, bem como a massa e o raio, para determinar a composição e a estrutura da atmosfera e do interior usando modelos numéricos detalhados e métodos estatísticos para explicar os dados.

Os pesquisadores confirmaram que a atmosfera é rica em hidrogênio com uma quantidade significativa de vapor de água. Também descobriram que os níveis de outras substâncias químicas, como metano e amônia, estavam abaixo do esperado para uma tal atmosfera. Ainda não se sabe se estes níveis podem ser atribuídos a processos biológicos.

A equipe usou então as propriedades atmosféricas como condições limite para modelos do interior planetário. Exploraram uma ampla gama de modelos que podiam explicar as propriedades atmosféricas, bem como a massa e raio do planeta. Isto permitiu-lhes obter a variedade de possíveis condições no interior, incluindo o tamanho do invólucro de hidrogênio e as temperaturas e pressões na camada de água.

Os pesquisadores descobriram que a extensão máxima do invólucro de hidrogênio permitida pelos dados é de cerca de 6% da massa do planeta, embora a maioria das soluções exija muito menos. A quantidade mínima de hidrogênio é cerca de um milionésimo da massa, semelhante à fração de massa da atmosfera da Terra. Em particular, vários cenários permitem um mundo oceânico, com água líquida por baixo da atmosfera a pressões e temperaturas semelhantes às encontradas nos oceanos da Terra.

Este estudo abre a busca por condições habitáveis e por assinaturas biológicas para lá do Sistema Solar a exoplanetas significativamente maiores que a Terra, além dos exoplanetas parecidos com a Terra. Além disso, planetas como K2-18b são mais acessíveis a observações atmosféricas com instalações observacionais atuais e futuras. As restrições atmosféricas obtidas neste estudo podem ser refinadas usando observações futuras com grandes instalações, como o futuro telescópio espacial James Webb.

Os resultados foram divulgados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Cambridge

Planeta com ano de 18 horas à beira da destruição

Astrônomos da Universidade de Warwick observaram um exoplaneta orbitando uma estrela em pouco mais de 18 horas, o período orbital mais curto já observado para um planeta do seu tipo.

© U.Warwick/Mark Garlick (ilustração de um Júpiter quente em órbita de estrela)

Isto significa que a duração do ano para este Júpiter quente - um gigante gasoso semelhante em tamanho e composição com Júpiter, no nosso próprio Sistema Solar - é inferior a um dia terrestre.

Os cientistas pensam que a descoberta pode ajudar a descobrir se os planetas deste gênero estão, ou não, numa espiral destrutiva em direção aos seus sóis.

O planeta NGTS-10b foi descoberto a cerca de 1.000 anos-luz de distância da Terra, como parte do NGTS (Next-Generation Transit Survey), um levantamento exoplanetário sediado no Chile que visa descobrir planetas do tamanho de Netuno usando o método de trânsito. Isto envolve a observação de estrelas em busca de uma queda no brilho, indicativa da passagem de um planeta à sua frente.

A qualquer momento o levantamento observa 100 graus quadrados do céu, que inclui cerca de 100.000 estrelas. Destas estrelas, a NGTS-10 chamou a atenção dos astrônomos devido aos mergulhos muito frequentes no brilho estelar provocados pela rápida órbita do planeta.

Embora, em teoria, os Júpiteres quentes com períodos orbitais curtos (menos de 24 horas) sejam os mais fáceis de detectar devido ao seu grande tamanho e trânsitos frequentes, provaram ser extremamente raros. Das centenas de Júpiteres quentes atualmente conhecidos, apenas sete têm um período orbital inferior a um dia.

O NGTS-10b orbita tão depressa porque está muito próximo de sua estrela, a apenas o dobro do diâmetro da estrela que, no contexto do nosso Sistema Solar, a posicionaria 27 vezes mais perto do que Mercúrio está do nosso próprio Sol. Os cientistas notaram que está perigosamente perto do ponto em que as forças de maré da estrela acabariam por destruir o planeta.

É provável que o planeta sofra bloqueio de maré, de modo que um lado está constantemente virado para a estrela e constantemente quente, estima-se que a temperatura média seja superior a 1.000º C. A estrela tem aproximadamente 70% do raio do Sol e é 1.000º C mais fria que o Sol, com cerca de 4.000º C. O exoplaneta NGTS-10b também é um excelente candidato para caracterização atmosférica com o telescópio espacial James Webb.

Usando fotometria de trânsito, os cientistas sabem que o planeta é 20% maior do que o nosso Júpiter e tem pouco mais de duas vezes a sua massa, de acordo com medições da velocidade radial, capturadas num ponto conveniente do seu ciclo de vida para ajudar a responder perguntas sobre a evolução deste tipo de planetas.

Os planetas massivos geralmente formam-se muito longe da estrela e depois migram por meio de interações com o disco enquanto o planeta ainda está se formando, ou por meio de interações com planetas adicionais muito mais tarde na sua vida.

Conjectura-se que estes planetas de período extremamente curto migram dos confins dos seus sistemas solares e acabam sendo consumidos ou perturbados pela estrela.

Nos próximos dez anos, pode ser possível ver este planeta a espiralar. Vamos poder usar o NGTS para o monitorizar ao longo de uma década. Se o período orbital do exoplaneta começar a diminuir e a espiralar, isso indicará sobre a estrutura do planeta que ainda não é conhecida.

Um artigo científico foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Warwick

Como as estrelas recém-nascidas se preparam para o nascimento dos planetas

Uma equipe internacional de astrônomos usou dois dos radiotelescópios mais poderosos do mundo para criar mais de trezentas imagens de discos de formação planetária em torno de estrelas muito jovens nas Nuvens de Órion.

© ALMA/VLA (protoestrelas e seus jovens discos protoplanetários em Órion)

Estas imagens revelam novos detalhes sobre os locais de nascimento dos planetas e sobre os estágios iniciais da formação estelar.

A maioria das estrelas do Universo é acompanhada por planetas. Estes planetas nascem em anéis de poeira e gás, chamados discos protoplanetários. Mesmo estrelas muito jovens estão cercadas por estes discos. Os astrônomos querem saber exatamente quando estes discos começam a se formar e qual o seu aspeto. Mas as estrelas jovens são muito fracas e existem densas nuvens de poeira e gás ao seu redor, nos berçários estelares. Somente complexos radiotelescópios altamente sensíveis conseguem localizar os pequenos discos em torno destas estrelas infantis por entre o material densamente compacto nestas nuvens.

Nesta nova pesquisa, os astrônomos apontaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para uma região no espaço onde nascem muitas estrelas: as Nuvens Moleculares de Órion. Este levantamento, de nome VANDAM (VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity), é até à data o maior levantamento de estrelas jovens e dos seus discos.

As estrelas muito jovens, também chamadas protoestrelas, formam-se em nuvens de gás e poeira no espaço. O primeiro passo na formação de uma estrela é o colapso destas nuvens densas devido à gravidade. À medida que a nuvem colapsa, começa a girar, formando um disco achatado em torno da protoestrela. O material do disco continua alimentando a estrela e a fazê-la crescer. Eventualmente, o material restante no disco deverá formar planetas.

Muitos aspetos destes primeiros estágios da formação estelar, e de como o disco se forma, ainda não são claros. Mas o VLA e o ALMA espiaram através das nuvens densas e observaram centenas de protoestrelas e seus discos em vários estágios de formação.

Foi descoberto que os discos muito jovens podem ter tamanho semelhante, mas são, em média, muito mais massivos do que os discos mais antigos. "Quando uma estrela cresce, consome cada vez mais material do disco. Isto significa que os discos mais jovens têm muito mais matéria-prima da qual os planetas podem formar-se. Possivelmente já começaram a ser formados, em torno de estrelas muito jovens, planetas maiores.

Entre as centenas de imagens deste levantamento, quatro protoestrelas parecem diferentes das outras e chamaram a atenção dos cientistas.

Para serem definidas como uma típica protoestrela (classe 0), as estrelas não devem apenas ter um disco giratório achatado em seu redor, mas também um fluxo expelindo material em direções opostas, que limpa a nuvem densa em torno das estrelas e as torna opticamente visíveis. Este fluxo é importante, porque impede que as estrelas descontrolem a sua rotação enquanto crescem. Mas exatamente quando é que estes fluxos começam, é uma questão em aberto na astronomia.

Uma das estrelas infantis neste estudo, chamada HOPS 404, possui um fluxo de apenas dois km/s (um típico fluxo protoestelar tem 10-100 km/s). É uma grande estrela inchada que ainda está acumulando muita massa e que apenas começou o seu fluxo para perder momento angular e assim continuar crescendo.

A excelente resolução e sensibilidade fornecidas pelo ALMA e pelo VLA, foram cruciais para entender as regiões exteriores e interiores das protoestrelas e dos seus discos. Embora o ALMA possa examinar em grande detalhe o material denso e empoeirado em torno de protoestrelas, as imagens do VLA obtidas a maiores comprimentos de onda foram essenciais para entender as estruturas internas das protoestrelas mais jovens em escalas menores do que o nosso Sistema Solar.

Fonte: NRAO

Superfície de Betelgeuse está diminuindo de brilho

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos captaram a diminuição de brilho de Betelgeuse, uma estrela supergigante vermelha localizada na constelação de Órion.

© ESO/VLT (queda de brilho Betelgeuse)

A imagem acima mostra a estrela Betelgeuse antes e depois da diminuição de brilho, respectivamente, em Janeiro de 2019 e Dezembro de 2019.

As novas imagens da superfície da estrela mostram não apenas a supergigante vermelha diminuindo seu brilho mas também a variação da sua forma aparente.

Betelgeuse tem sido um farol no céu noturno para os observadores estelares, no entanto durante o último ano temos assistido a uma diminuição do seu brilho. Neste momento Betelgeuse apresenta cerca de 36% do seu brilho normal, uma variação considerável, visível até a olho nu. Entusiastas da astronomia e cientistas esperavam descobrir o porquê desta diminuição de brilho sem precedentes. 

Uma equipe liderada por Miguel Montargès, astrônomo na KU Leuven, Bélgica, observa a estrela com o VLT desde dezembro, com o objetivo de entender por que é que ela está se tornando mais fraca. Entre as primeiras observações da campanha está uma imagem da superfície de Betelgeuse, obtida no final do ano passado com o instrumento SPHERE. 

A equipe também observou a estrela com o SPHERE em janeiro de 2019, antes da diminuição do seu brilho, nos dando assim uma imagem do antes e do depois de Betelgeuse. Obtidas no óptico, as imagens destacam as mudanças que ocorreram na estrela, tanto em brilho como em forma aparente. 

Muitos entusiastas da astronomia se perguntam se esta diminuição de brilho da Betelgeuse significa que a estrela está prestes a explodir. 

Tal como todas as supergigantes, um dia Betelgeuse se transformará numa supernova, no entanto os astrônomos não pensam que isso esteja acontecendo agora. Existem outras hipóteses para explicar o que exatamente está causando as variações em forma e brilho observadas nas imagens SPHERE. 

“Os dois cenários em que estamos trabalhando são o resfriamento da superfície devido a atividade estelar excepcional ou ejeção de poeira na nossa direção,” explica Montargès. “Claro que o nosso conhecimento de supergigantes vermelhas é ainda incompleto e este é um trabalho em curso, por isso podemos ainda ter algumas surpresas.” 

A superfície irregular de Betelgeuse é composta por células convectivas gigantes que se movem, diminuem e aumentam de tamanho. A estrela apresenta também pulsações, tal como o bater de um coração, variando em brilho periodicamente. Estas alterações de convecção e pulsação em Betelgeuse são chamadas de atividade estelar.

Montargès e a sua equipe usaram o VLT instalado no Cerro Paranal, no Chile, para estudar a estrela, que fica a mais de 700 anos-luz de distância da Terra, e tentar encontrar pistas que apontem para o porquê da diminuição do seu brilho. 

“O Observatório do Paranal do ESO é uma das poucas instalações capazes de obter imagens da superfície de Betelgeuse,” diz Montargès. Os instrumentos montados no VLT permitem efetuar observações  desde o visível ao infravermelho médio, o que significa que os astrônomos podem observar tanto a superfície da estrela como o material que a circunda. “Esta é a única maneira de compreendermos o que está acontecendo nesta estrela.” 

Outra nova imagem, obtida com o instrumento VISIR montado no VLT, mostra a radiação infravermelha emitida pela poeira que circundava a Betelgeuse em dezembro de 2019. Estas observações foram realizadas por uma equipe liderada por Pierre Kervella do Observatório de Paris, França, que explicou que o comprimento de onda captado nesta imagem é semelhante ao detectado por câmaras que detectam calor. As nuvens de poeira, que se assemelham a chamas na imagem VISIR, se formam quando a estrela lança a sua matéria para o espaço. 

A frase “somos todos feitos de poeira estelar” é algo que ouvimos muito na astronomia popular, mas de onde é que exatamente vem esta poeira? Ao longo das suas vidas, as supergigantes vermelhas, como a Betelgeuse, criam e ejetam enormes quantidades de material ainda antes de explodirem sob a forma de supernovas. A tecnologia moderna nos permite estudar estes objetos, situados a centenas de anos-luz de distância de nós, com um detalhe sem precedentes, nos dando a oportunidade de desvendar o mistério que dá origem a esta perda de massa. 

Fonte: ESO

Modelos apontam para uma formação mais longa de Marte

O Sistema Solar primitivo era um lugar caótico, com evidências indicando que Marte provavelmente foi atingido por planetesimais, pequenos protoplanetas com até 1.900 km em diâmetro, no início da sua história.

© SwRI (ilustração do aspeto primitivo de Marte)

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) modelaram a mistura de materiais associados a estes impactos, revelando que o Planeta Vermelho pode ter sido formado numa escala de tempo mais longa do que se pensava anteriormente.

Uma importante questão em aberto na ciência planetária é a determinação de como Marte se formou e até que ponto a sua evolução inicial foi afetada por colisões. Esta questão é difícil de responder, dado que bilhões de anos apagaram constantemente evidências de eventos iniciais de impacto. Felizmente, parte desta evolução está registada nos meteoritos marcianos. Dos aproximadamente 61.000 meteoritos encontrados na Terra, pensa-se que apenas mais ou menos 200 sejam de origem marciana, ejetados do Planeta Vermelho por colisões mais recentes.

Estes meteoritos exibem grandes variações de elementos que associam ao ferro, como tungstênio e platina, que têm uma afinidade moderada a alta por ferro. Estes elementos tendem a migrar do manto de um planeta para o núcleo central de ferro durante a formação. As evidências destes elementos no manto marciano, amostrados por meteoritos, são importantes porque indicam que Marte foi bombardeado por planetesimais algum tempo após o fim da sua formação primária do núcleo. O estudo de isótopos de elementos específicos produzidos localmente no manto através de processos de decaimento radioativo ajuda os cientistas a entender quando a formação do planeta ficou completa.

"Nós sabíamos que Marte recebeu elementos como platina e ouro de grandes colisões iniciais. Para investigar este processo, realizamos simulações hidrodinâmicas de impacto de partículas suaves," disse a Dra. Simone Marchi, do SwRI. "Com base no nosso modelo, as colisões iniciais produzem um manto marciano heterogêneo, semelhante a um bolo de mármore. Estes resultados sugerem que a visão predominante da formação de Marte pode estar influenciada pelo número limitado de meteoritos disponíveis para estudo."

Com base na proporção de isótopos de tungstênio nos meteoritos marcianos, argumentou-se que Marte cresceu rapidamente cerca de 2 a 4 milhões de anos após o início da formação do Sistema Solar. No entanto, grandes colisões precoces podem ter alterado o balanço isotópico do tungstênio, o que poderá suportar uma escala de tempo para a formação de Marte de até 20 milhões de anos, como mostra o novo modelo.

"As colisões de projéteis grandes o suficiente para terem os seus próprios núcleos e mantos podem resultar numa mistura heterogênea destes materiais no início do manto marciano," disse a Dra. Robin Canup, vice-presidente assistente da Divisão de Ciência e Engenharia do SwRI. "Isto pode levar a interpretações sobre o momento da formação de Marte diferentes daquelas que assumem que todos os projéteis são pequenos e homogêneos."

Os meteoritos marcianos que caíram na Terra provavelmente partiram de apenas alguns locais ao redor do planeta. A nova pesquisa mostra que o manto marciano pode ter recebido adições variadas de materiais projetáveis, levando a concentrações variáveis de elementos siderófilos. A próxima geração de missões em Marte, incluindo planos para enviar amostras à Terra, fornecerá novas informações para melhor entender a variabilidade destes elementos nas rochas marcianas e a evolução inicial do Planeta Vermelho.

"Para entender completamente Marte, precisamos de entender o papel que as colisões mais antigas e energéticas tiveram na sua evolução e composição," conclui Marchi.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Southwest Research Institute

Cientistas descobrem o "planeta gigante bebê" mais próximo

Cientistas do Instituto de Tecnologia de Rochester descobriram um planeta massivo recém-nascido mais próximo da Terra do que qualquer outro com a mesma tenra idade encontrado até hoje.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta massivo em órbita de estrela jovem e fria)

Este planeta gigante bebê, chamado 2MASS 1155-7919 b, está localizado na Associação Epsilon Chamaeleontis e fica a apenas 330 anos-luz de distância do nosso Sistema Solar.

A descoberta fornece aos pesquisadores uma nova e interessante maneira de estudar como os gigantes gasosos se formam.

"O objeto escuro e frio que encontramos é muito jovem e tem apenas 10 vezes a massa de Júpiter, o que significa que provavelmente estamos olhando para um planeta jovem, talvez ainda no meio da formação," disse Annie Dickson-Vandervelde, autora principal e estudante de doutoramento em ciências astrofísicas de West Columbia. "Embora já tenham sido descobertos muitos outros planetas graças à missão Kepler e a outras como ela, quase todos são planetas 'antigos'. Este é também apenas o quarto ou quinto exemplo de um planeta gigante tão longe da sua estrela progenitora, e os teóricos estão lutando para explicar como se formaram ou como acabaram nessa posição."

Os cientistas usaram dados do observatório espacial Gaia para fazer a descoberta. O planeta gigante bebê orbita uma estrela com apenas 5 milhões de anos, mil vezes mais jovem do que o nosso Sol. O planeta orbita a sua estrela a 600 vezes a distância Terra-Sol. Como este planeta jovem e gigante pode ter ficado tão longe da sua jovem estrela hospedeira é um mistério. Os autores esperam que observações de acompanhamento ajudem os astrônomos a entender como planetas massivos podem acabar em órbitas tão largas.

A descoberta foi publicada na revista Research Notes of the American Astronomical Society.

Fonte: Rochester Institute of Technology

Galáxia de braços abertos

A galáxia espiral NGC 2008 fica no centro da cena, seus braços espirais fantasmagóricos se espalhando em nossa direção, nesta imagem captada pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 2008)

Esta galáxia está localizada a cerca de 425 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Pictor. Foi descoberta em 1834 pelo astrônomo John Herschel, a NGC 2008 é classificada como uma galáxia tipo Sc na sequência do Hubble, um sistema usado para descrever e classificar as várias morfologias das galáxias. O "S" indica que a NGC 2008 é uma espiral, enquanto o "c" significa que possui uma protuberância central relativamente pequena e braços espirais abertos. As galáxias espirais com protuberâncias centrais maiores tendem a ter braços mais apertados e são classificadas como galáxias Sa, enquanto as intermediárias são classificadas como tipo Sb.

As galáxias espirais são onipresentes em todo o cosmos, compreendendo mais de 70% de todas as galáxias observadas, incluindo a nossa, a Via Láctea. Estas coleções grandiosas e em espiral de bilhões de estrelas estão entre as vistas mais maravilhosas que foram captadas por telescópios como o Hubble e estão firmemente embutidas na iconografia astronômica.

Fonte: NASA

Quantas estrelas eventualmente colidem como buracos negros?

Desde o avanço na astronomia de ondas gravitacionais em 2015, que os cientistas foram capazes de detectar mais de uma dúzia de pares de buracos negros, conhecidos como buracos negros binários, graças às suas colisões.

© MIT/Caltech/LIGO (ilustração da colisão de dois buracos negros)

No entanto, os cientistas ainda debatem quantos destes buracos negros nascem a partir das estrelas e como são capazes de se aproximar o suficiente para uma colisão durante a vida útil do nosso Universo.

Agora, um novo e promissor estudo desenvolvido por um astrofísico da Universidade de Vanderbilt poderá fornecer um método para encontrar o número de estrelas disponíveis na história do Universo que colidem como buracos negros binários.

A pesquisa vai ajudar futuros cientistas a interpretar a população subjacente de estrelas e a testar as teorias de formação de todos os buracos negros em colisão ao longo da história cósmica.

"Até agora, os cientistas teorizaram a formação e a existência de pares de buracos negros no Universo, mas as origens dos seus antecessores, estrelas, ainda permanecem um mistério," disse Karan Jani, astrofísico da Universidade de Vanderbilt. "Com este trabalho, fizemos um estudo forense sobre colisões de buracos negros usando as observações astrofísicas atualmente disponíveis. No processo, desenvolvemos uma restrição fundamental, ou estimativa, que nos diz mais sobre a fração de estrelas desde o início do Universo que estão destinadas a colidir como buracos negros."

Aproveitando a teoria da relatividade geral de Einstein, que nos diz como os buracos negros interagem e eventualmente colidem, Jani e Abraham Loeb, da Universidade de Harvard, usaram os eventos LIGO registados para fazer um inventário dos recursos temporais e espaciais do Universo a qualquer determinado ponto. Desenvolveram depois as restrições responsáveis por cada etapa do processo de um buraco negro binário: o número de estrelas disponíveis no Universo, o processo de cada estrela que transita para um buraco negro individual e a detecção da eventual colisão destes buracos negros, detectados centenas de milhões de anos mais tarde pelo LIGO como ondas gravitacionais emitidas pelo impacto.

"A partir das observações atuais, descobrimos que 14% de todas as estrelas massivas do Universo estão destinadas a colidir como buracos negros. É uma eficiência notável por parte da natureza," explicou Jani. "Estas restrições adicionais podem ajudar os cientistas a rastrear as histórias dos buracos negros, respondendo a perguntas antigas e, sem dúvida, criando cenários mais exóticos."

A pesquisa foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Vanderbilt University

O confronto de duas estrelas

Os astrônomos descobriram uma peculiar nuvem de gás que resultou do confronto entre duas estrelas. Uma das estrelas cresceu tanto que engoliu a outra que, por sua vez, espiralou em direção à sua companheira levando-a a liberar as suas camadas mais exteriores.

© ESO/ALMA (sistema estelar duplo HD101584)

As estrelas modificam-se com a idade, acabando por morrer. No caso do Sol e de outras estrelas como a nossa, esta modificação passa por uma fase em que, depois de queimar todo o hidrogênio em seu núcleo, ela se transforma em uma grande e brilhante estrela gigante vermelha. Eventualmente, a estrela moribunda perde as suas camadas externas, deixando para trás seu núcleo quente e denso ao qual chamamos anã branca.

“O sistema estelar HD101584 é especial no sentido em que o seu ‘processo de morte' terminou prematuramente de forma dramática quando uma companheira de pequena massa bastante próxima se viu engolida pela gigante vermelha,” explica Hans Olofsson da Universidade de Tecnologia Chalmers, na Suécia, que liderou um estudo recente sobre este objeto intrigante.

Graças às novas observações obtidas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e complementadas com dados do APEX (Atacama Pathfinder EXperiment), operado pelo ESO, Olofsson e a sua equipe sabem agora que o que aconteceu ao sistema estelar duplo HD101584 foi semelhante a uma luta estelar. Quando a estrela principal se transformou em uma gigante vermelha, cresceu tanto que acabou por engolir a sua parceira de menor massa. Como resultado, a estrela menor espiralou em direção ao núcleo da gigante, mas não colidiu com ele. Em vez disso, essa manobra desencadeou uma explosão na estrela maior, deixando as suas camadas de gás espalhadas e o seu núcleo exposto.

A equipe diz que a estrutura complexa do gás observada na nebulosa HD101584 se deve a uma estrela pequena espiralando em direção à gigante vermelha, assim como aos jatos que se formaram no processo. Tal como um golpe mortal desferido às camadas de gás já vencidas, estes jatos foram lançados através do material ejetado anteriormente, dando origem aos anéis de gás e às brilhantes bolhas azuladas e avermelhadas que vemos na nebulosa.

Esta colisão possibilita uma compreensão melhor da evolução final de estrelas como o Sol. “Atualmente, conseguimos descrever os processos de morte comuns a muitas estrelas do tipo do Sol, mas não conseguimos explicar o seu porquê ou exatamente como é que acontecem. A HD101584 nos dá pistas importantes para resolver este quebra-cabeça, já que atualmente se encontra em uma curta fase de transição entre estágios evolucionários que conhecemos melhor. Com imagens detalhadas do meio que envolve a HD101584, podemos fazer a ligação entre a gigante vermelha que existia anteriormente e o remanescente estelar que em breve se tornará,” explica Sofia Ramstedt, da Universidade de Uppsala, na Suécia.

Esta imagem extraordinária do meio circunstelar da HD101584 não teria sido possível sem a excelente sensibilidade e resolução angular do ALMA.

Enquanto os telescópios atuais permitem aos astrônomos estudar o gás em torno do binário, as duas estrelas no centro da complexa nebulosa encontram-se muito próximas uma da outra e muito distantes de nós para poderem ser separadas. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, irá fornecer informação sobre o núcleo do objeto, permitindo que os astrônomos examinem mais de perto o par em colisão.

Esta pesquisa foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Estrela binária V Sagittae vai explodir no final do século

Atualmente, a tênue estrela V Sagittae (V Sge) situada na constelação da Flecha, é pouco visível, mesmo através de telescópios de tamanho médio.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do sistema V Sge)

No entanto, por volta do ano 2083, esta estrela explodirá, tornando-se tão brilhante quanto Sirius, a estrela mais brilhante do céu noturno. Durante este período de erupção, V Sge será a estrela mais luminosa da Via Láctea.

Ao longo das próximas décadas, a estrela aumentará de brilho. Por volta do ano 2083, o seu ritmo de acreção subirá catastroficamente, derramando massa a taxas incrivelmente altas sobre a anã branca. Nos últimos dias desta espiral da morte, toda a massa da estrela companheira cairá sobre a anã branca, criando um vento supermassivo da estrela em fusão.

O V Sge é um sistema estelar pertencente a uma classe grande e diversificada chamada Variáveis Cataclísmicas (CVs, sigla inglesa para "Cataclysmic Variables"), que consiste de uma estrela comum numa órbita binária com uma anã branca, onde a massa da estrela normal está colapsando lentamente. As CVs incluem vários tipos de estrelas binárias, geralmente com um comportamento espetacular. A V Sge é a mais extrema de todas as CVs, aproximadamente 100 vezes mais luminosa do que todas as outras CVs conhecidas, e está absorvendo um vento estelar massivo, igual aos ventos das estrelas mais massivas antes da sua morte. Estas duas propriedades extremas são provocadas devido a estrela normal ser 3,9 vezes mais massiva do que a anã branca.

Em todas as outras CVs conhecidas, a anã branca é mais massiva do que a estrela normal em órbita, de modo que V Sge é totalmente única.

Esta constatação veio de medições rotineiras do brilho de V Sge em fotos antigas do céu agora arquivadas no Observatório da Universidade de Harvard, fornecendo uma história detalhada que remonta ao ano de 1890.

Surpreendentemente, V Sge tem vindo a aumentar sistematicamente de brilho por um fator de 10x, 2,5 magnitudes, desde o início da década de 1890 até esta última década. Este comportamento sem precedentes foi confirmado com dados de arquivo recolhidos a partir da base de dados da AAVSO (American Association of Variable Star Observers), dados esses que mostram que o brilho de V Sge subiu desde 1907 até aos últimos anos.

O pico do brilho deste evento explosivo durará mais de um mês, em que as duas estrelas se fundem numa só. O resultado final da fusão produzirá uma única estrela com um núcleo degenerado de anã branca, uma camada que queima hidrogênio, rodeada por um vasto invólucro de gás, principalmente hidrogênio.

Os cálculos indicam que o evento de fusão irá ocorrer por volta do ano 2083. "A incerteza nesta data é ±16 anos, decorrente principalmente da falta de uma medição perfeita da escala de tempo duplicada devido às grandes oscilações intrínsecas de brilho no registo histórico. Portanto, a fusão terá lugar aproximadamente entre 2067 e 2099, provavelmente perto do ponto médio deste intervalo.

A V Sge aparecerá incrivelmente brilhante no céu noturno. Será substancialmente mais brilhante do que a nova mais brilhante de todos os tempos (magnitude -0,5), há pouco mais de um século; e a última vez que uma estrela apareceu mais brilhante foi a Supernova de Kepler em 1604.

Fonte: Astronomy