Encontrado possível sinal de estrela de nêutrons na Supernova 1987A

Duas equipas de astrônomos têm um argumento convincente sobre o mistério de 33 anos que envolve a supernova SN 1987A.

© NRAO/ALMA/Hubble (estrela de nêutrons na Supernova 1987A)

Na imagem a cor vermelha mostra poeira e gás frio no centro do remanescente de supernova, obtido no rádio com o ALMA. Os tons esverdeados e azulados revelam onde a onda de choque em expansão da estrela que explodiu está colidindo com um anel de material em torno da supernova. O verde representa o brilho da luz visível, pelo telescópio espacial Hubble da NASA. A cor azul revela o gás mais quente e tem por base dados obtidos pelo observatório de raios X Chandra da NASA. O anel brilhou inicialmente devido ao flash de luz da explosão original. Ao longos dos anos, o anel de material aumentou consideravelmente de brilho à medida que a onda de choque da explosão colidia com ele.

Com base em observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e num estudo teórico de acompanhamento, os cientistas fornecem novas informações para o caso de que uma estrela de nêutrons está escondida nas profundezas do remanescente da estrela que explodiu. Esta seria a estrela de nêutrons mais jovem conhecida até à data.

Desde que os astrônomos testemunharam uma das explosões mais brilhantes de uma estrela no céu noturno, criando a supernova SN 1987A, que procuram um objeto compacto que deveria ter-se formado nos detritos da explosão.

Dado que partículas conhecidas como neutrinos foram detectadas na Terra no dia da explosão (23 de fevereiro de 1987), era esperado que uma estrela de nêutrons se formasse no centro colapsado da estrela. Mas quando os cientistas não conseguiram encontrar nenhuma evidência desta estrela, começaram a perguntar-se se posteriormente colapsou ao invés para um buraco negro. Durante décadas a comunidade científica tem aguardado ansiosamente um sinal deste objeto que se esconde por trás de uma nuvem muito espessa de poeira.

Recentemente, observações do radiotelescópio ALMA forneceram o primeiro indício da estrela de nêutrons desaparecida após a explosão. Imagens de resolução extremamente alta revelaram um "borrão" quente no núcleo empoeirado de SN 1987A, que é mais brilhante do que o ambiente e corresponde à localização suspeita da estrela de nêutrons.

Estas previsões foram a localização e a temperatura da estrela de nêutrons. De acordo com os modelos de computador da supernova, a explosão lançou a estrela de nêutrons do seu local de nascimento com uma velocidade de centenas de quilômetros por segundo. O borrão está exatamente no lugar onde os astrônomos pensam que a estrela de nêutrons estaria hoje. E a temperatura da estrela de nêutrons, prevista em cerca de 5 milhões de graus Celsius, fornece energia suficiente para explicar o brilho do borrão.

Ao contrário das expetativas comuns, a estrela de nêutrons provavelmente não é um pulsar. A potência de um pulsar depende da rapidez com que gira e da força do seu campo magnético, ambos os quais precisariam possuir valores muito ajustados para corresponder às observações, enquanto a energia térmica emitida pela superfície quente da jovem estrela de nêutrons encaixa naturalmente nos dados.

Esta estrela de nêutrons tem 25 km de diâmetro, uma bola extremamente quente de matéria ultradensa. Por ter apenas 33 anos, seria a estrela de nêutrons mais jovem já descoberta. A segunda estrela de nêutrons mais jovem que conhecemos está localizada no remanescente de supernova Cassiopeia A e tem 330 anos.

Apenas uma imagem direta da estrela de nêutrons daria provas definitivas da sua existência, mas para isso é necessário esperar mais algumas décadas até que a poeira e o gás no remanescente de supernova se tornem mais transparentes.

Embora muitos telescópios já tenham obtido imagens da SN 1987A, nenhum deles foi capaz de observar o seu núcleo com tanta precisão quando o ALMA. Observações anteriores (em 3D) com o ALMA já haviam mostrado os tipos de moléculas encontradas no remanescente de supernova e confirmado que produziu grandes quantidades de poeira.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Estrela morta emite mistura de radiação nunca antes vista

Uma colaboração global de telescópios, incluindo o observatório espacial de alta energia Integral da ESA, detectou uma mistura única de radiação saindo de uma estrela morta na nossa Galáxia, algo que nunca foi visto antes neste tipo de estrela e que pode resolver um mistério cósmico de longa data.

© ESA (ilustração de um magnetar)

A descoberta envolve dois tipos de fenômenos cósmicos interessantes: magnetares e FRBs (Fast Radio Bursts). Os magnetares são remanescentes estelares com alguns dos campos magnéticos mais intensos do Universo. Quando se tornam "ativos", podem produzir rajadas curtas de radiação altamente energética que normalmente não duram nem um segundo, mas são bilhões de vezes mais luminosas que o Sol.

As FRBs são um dos principais mistérios não resolvidos da astronomia. Descobertos pela primeira vez em 2007, estes eventos pulsam intensamente em ondas de rádio durante apenas alguns milissegundos antes de desaparecer e raramente são vistos novamente. A sua verdadeira natureza permanece desconhecida, e nunca houve tal explosão dentro da Via Láctea, com uma origem conhecida, ou a emissão de qualquer outro tipo de radiação além do domínio das ondas de rádio, até agora.

No final de abril, SGR 1935+2154, um magnetar descoberto há seis anos na constelação de Vulpecula, após uma explosão substancial de raios X, tornou-se ativo novamente. Logo depois, foi visto algo surpreendente: este magnetar não apenas irradiava os seus habituais raios X, mas também ondas de rádio.

O IBAS (INTEGRAL Burst Alert System) alertou automaticamente os observatórios de todo o mundo sobre a descoberta em apenas alguns segundos. Isto levou horas antes que quaisquer outros alertas fossem emitidos, permitindo à comunidade científica agir rapidamente e explorar esta fonte em mais detalhe.

Uma curta e extremamente brilhante explosão de ondas de rádio na direção de SGR 1935+2154 foi observada através do radiotelescópio CHIME no Canadá no mesmo dia, no mesmo período da emissão de raios X. Isto foi confirmado de forma independente algumas horas depois pelo STARE2 (Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2) nos EUA.

Esta é a primeira ligação observacional entre magnetares e FRBs. Esta ligação apoia fortemente a ideia de que as FRBs emanam dos magnetares e demonstra que as explosões destes objetos altamente magnetizados também podem ser detectadas nos comprimentos de onda de rádio. Os magnetares são cada vez mais populares entre os astrônomos, pois desempenham um papel fundamental na condução de vários eventos transitórios diferentes no Universo, desde explosões de supernovas superluminosas, até explosões distantes e energéticas de raios gama.

No momento da explosão, o magnetar estava no campo de visão de 30 por 30 graus do instrumento IBIS, levando a uma detecção automática pelo pacote de software IBAS do satélite, que é operado pelo Centro de Dados Científicos do Integral em Genebra, alertando imediatamente os observatórios em todo o mundo. Ao mesmo tempo, o SPI (Spectrometer on Integral) também detectou a explosão de raios X, juntamente com outra missão espacial, o HXMT (Hard X-ray Modulation Telescope, ou Insight) da China.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Uma borboleta espacial

Parecida a uma borboleta com a sua estrutura simétrica, belas cores e padrões intrincados, esta notável bolha de gás, conhecida por NGC 2899, parece flutuar no céu nesta nova imagem obtida com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (NGC 2899)

Este objeto nunca havia sido fotografado com detalhes tão impressionantes, sendo mesmo visíveis as bordas exteriores mais tênues da nebulosa planetária brilhando sobre as estrelas de fundo. 

As vastas faixas de gás da NGC 2899 se estendem a partir do seu centro até uma distância máxima de dois anos-luz, brilhando intensamente em frente das estrelas da Via Láctea, com o gás atingindo temperaturas superiores a 10 mil graus. Estas elevadas temperaturas se devem à enorme quantidade de radiação emitida pela estrela progenitora da nebulosa, que faz com que o gás hidrogênio na nebulosa brilhe em um halo avermelhado ao redor do gás oxigênio, em azul. 

Este objeto, localizado a uma distância da Terra entre 3.000 e 6.500 anos-luz na constelação austral da Vela, possui duas estrelas centrais, que se acredita serem a razão da aparência quase simétrica da nebulosa. Após uma das estrelas ter chegado ao fim da sua vida liberando as suas camadas exteriores, a outra estrela está agora interferindo com o fluxo de gás, dando origem à estrutura de dois lóbulos que vemos aqui. Este tipo de forma bipolar é visível em apenas cerca de 10 a 20% das nebulosas planetárias.

Os astrônomos conseguiram captar esta imagem extremamente detalhada da NGC 2899 com o auxílio do instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) instalado no Telescópio Principal nº1 (Antu), um dos telescópios de 8,2 metros do VLT, no Chile. O FORS é um instrumento de elevada resolução e foi um dos primeiros a ser instalado no VLT, sendo o responsável por uma enorme quantidade de imagens notáveis e descobertas do ESO. O FORS contribuiu para observações da radiação emitida por uma fonte de ondas gravitacionais, pesquisou o primeiro asteroide interestelar conhecido e tem sido usado para estudar em profundidade a física por trás da formação de nebulosas planetárias complexas.

Fonte: ESO

Emissão ultravioleta pode explicar como as anãs brancas explodem

Apenas pela segunda vez, os astrofísicos avistaram uma emissão espetacular de luz ultravioleta acompanhando a explosão de uma anã branca.

© ZTF (SN2019yvq)

Composição de SN2019yvq (ponto azul perto no centro da imagem) na galáxia hospedeira NGC 4441 (galáxia amarelada no centro da imagem).

Um tipo extremamente raro de supernova, SN2019yvq, deverá fornecer informações sobre vários mistérios de longa data, incluindo o que faz as anãs brancas explodirem, como a energia escura acelera o cosmos e como o Universo produz metais pesados, como o ferro.

Usando o ZTF (Zwicky Transient Facility) localizado no Observatório Palomar, perto de San Diego, EUA, pesquisadores descobriram pela primeira vez a supernova peculiar em dezembro de 2019, apenas um dia depois de explodir. A supernova SN2019yvq, surgiu numa galáxia relativamente próxima, localizada 140 milhões de anos-luz da Terra, muito perto da cauda da constelação de Dragão.

Em poucas horas, os astrofísicos usaram o Observatório Swift [Neil Gehrels] da NASA para estudar o fenômeno em comprimentos de onda ultravioleta e raios X. Imediatamente classificaram SN2019yvq como uma supernova do tipo Ia, um evento razoavelmente frequente quando uma anã branca explode.

O primeiro caso de emissão ultravioleta, o evento iPTF14atg, foi descoberto pelo iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), o antecessor do ZTF. SN2019yvq exibe uma velocidade muito maior do que iPTF14atg, demonstrando que este fenômeno é realmente mais comum do que se pensava originalmente.

O flash raro, que durou alguns dias, indica que algo dentro ou perto da anã branca estava incrivelmente quente. Dado que as anãs brancas se tornam cada vez mais frias à medida que envelhecem, o influxo de calor é intrigante. 

Os cenários possíveis que podem fazer com que uma anã branca gere flash UV são: 

1. Uma anã branca consome a sua estrela companheira e torna-se tão grande e instável que explode. Os materiais da anã branca e da estrela companheira colidem, provocando um flash de emissão ultravioleta; 
2. O material radioativo extremamente quente no núcleo da anã branca mistura-se com as suas camadas mais externas, fazendo com que a concha exterior atinja temperaturas mais altas do que o normal; 
3. Uma camada externa de hélio inflama carbono dentro da anã branca, desencadeando uma explosão dupla extremamente quente e um flash UV; 
4. Duas anãs brancas fundem-se, provocando uma explosão com material ejetado em colisão que emite radiação ultravioleta.

Como a maior parte do ferro no Universo é produzido por supernovas do tipo Ia, uma melhor compreensão deste fenômeno pode dizer-nos mais sobre o nosso próprio planeta. O ferro das estrelas que explodiram, por exemplo, formou o núcleo de todos os planetas rochosos, incluindo a Terra.

As anãs brancas também já desempenham um papel enorme no entendimento atual da energia escura pelos físicos. Os cientistas preveem que as anãs brancas têm todas o mesmo brilho quando explodem. De modo que as supernovas do tipo Ia são consideradas "velas padrão", permitindo o cálculo exatamente a que distância estão estas explosões da Terra. A utilização de supernovas para medir distâncias levou à descoberta da expansão acelerada do Universo e da energia escura, uma descoberta reconhecida com o Prêmio Nobel da Física em 2011.

A maioria das galáxias estão na verdade a afastar-se de nós. Se existirem explosões de supernovas do tipo Ia em galáxias muito distantes, as suas distâncias e velocidades podem ser inferidas a partir de quão brilhantes essas supernovas parecem ser, vistas a partir da Terra. Foi descoberto que o Universo está se expandindo a um ritmo cada vez mais rápido, e a explicação mais popular é que dois-terços do Universo são constituídos pela misteriosa energia escura.

Ao melhor entender as explosões das anãs brancas, será possível entender a energia escura e a rapidez com que acelera o Universo. 

Um artigo científico foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Zwicky Transient Facility

As variações químicas nos Júpiteres ultraquentes

Com temperaturas atmosféricas que variam de aproximadamente 1.650 ºC a 3.590 ºC, os Júpiteres ultraquentes são laboratórios naturais para a ciência planetária extrema.

© STScI/G. Bacon (ilustração do Júpiter ultraquente WASP-121 b)

Para quaisquer moléculas na atmosfera de um Júpiter ultraquente serão decompostas nos seus átomos e íons componentes. Então, o que é que pode ser encontrado na atmosfera do Júpiter ultraquente WASP-121 b?

Os Júpiteres ultraquentes são diferentes de qualquer planeta no nosso Sistema Solar. São enormes, mas vivem muito perto das suas estrelas hospedeiras. Esta proximidade provoca muitos fenômenos incomuns, como variações químicas entre os lados diurno e noturno do planeta. 

O calor intenso que os Júpiteres ultraquentes sofrem também leva à quebra dos seus componentes atmosféricos. Vários átomos e íons metálicos foram identificados nas atmosferas dos Júpiteres ultraquentes, incluindo sódio, ferro e magnésio neutros, e titânio e cálcio ionizados. No entanto, os metais mais neutros também podem ser detectados, especialmente nas partes inferiores das atmosferas destes planetas.

Saber que metais esperar num Júpiter ultraquente ajudaria em muito as observações e as classificações destes planetas. Para este fim, um grupo de pesquisadores liderados por Maya Ben-Yami (Universidade de Cambridge, Reino Unido) tentou prever que metais podem ser encontrados na atmosfera de WASP-121 b e, em seguida, comparou os seus resultados com as observações do planeta.

O WASP-121 b tem sido objeto de muitos estudos ao longo dos últimos anos. Completa uma órbita em torno da sua estrela a cada 1,3 dias e tem aproximadamente a massa de Júpiter. É um bom candidato à espectroscopia de transmissão, à observação da luz estelar filtrada através da atmosfera de um planeta para aprender mais sobre a composição atmosférica, já que é grande e a sua hospedeira é muito brilhante.

Os pesquisadores começaram a sua análise modelando abundâncias atômicas para WASP-121 b. Usaram então estas abundâncias para entender o quão fortemente a assinatura de um metal apareceria num espectro. Depois de contabilizar efeitos como a rotação estelar, o resultado final é um espectro de transmissão modelo para WASP-121 b.

Com um modelo espectral foi possível quantificar a probabilidade de um metal aparecer num espectro observado de WASP-121 b. Assumindo uma qualidade razoável e ruído de sinal para o espectro, descobriram que os metais neutros mais prováveis a serem observados em WASP-121 b seriam o ferro, titânio, vanádio e cromo.

A equipe usou observações obtidas pelo espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) no Chile para testar as suas previsões. Com base nas suas métricas, pesquisaram os quatro metais mencionados anteriormente, juntamente com o escândio, ítrio e zircônio. Não conseguiram detectar o titânio, escândio, ítrio e zircônio neutros, mas recuperaram detecções anteriores de ferro neutro e ionizado. O mais excitante é que detectaram vanádio e cromo neutros pela primeira vez.

Estas detecções e não-detecções fornecem informações sobre a função do óxido de vanádio e do óxido de titânio nos Júpiteres ulraquentes. Pensa-se que ambas as moléculas causem desvios na relação esperada entre a altitude e a temperatura. A detecção do vanádio neutro sugere que o óxido de vanádio é quebrado enquanto a não-detecção do titânio neutro sugere que o oposto é verdadeiro para o óxido de titânio. 

Além das novas detecções de vanádio e cromo neutros, este estudo sugere que é viável analisar as atmosferas mais baixas dos Júpiteres ultraquentes usando métricas baseadas em modelos e espectros de alta qualidade. Tendo em conta que o WASP-121 b é assim para o mais frio (ou menos quente), resta uma grande variedade de Júpiteres ultraquentes para caracterizar.

Fonte: American Astronomical Society

Casos de buracos negros com identidade equivocada

Graças a um conjunto de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA, os astrônomos descobriram um tipo de buraco negro supermassivo mascarado como outro.

© Hubble/Chandra/Spitzer (buracos negros numa área do céu)

A verdadeira identidade destes buracos negros ajuda a resolver um mistério de longa data na astrofísica.

Os buracos negros mal identificados são de um levantamento conhecido como CDF-S (Chandra Deep Field-South), a imagem de raios X mais profunda jamais obtida.

Os buracos negros supermassivos crescem puxando material circundante, que é aquecido e que produz radiação numa ampla gama de comprimentos de onda, incluindo raios X. Muitos astrônomos pensam que este crescimento inclui uma fase, ocorrida há bilhões de anos, em que um denso casulo de poeira e gás cobre a maioria dos buracos negros. Estes casulos de material são a fonte de combustível que permite com que o buraco negro cresça e gere radiação.

Com base no conhecimento atual, deviam existir muitos buracos negros imersos nestes casulos (referidos como buracos negros "altamente obscurecidos"). No entanto, este tipo de buraco negro em crescimento é notoriamente difícil de encontrar, e até agora o número observado ficou aquém das previsões, mesmo nas imagens mais profundas, como a do levantamento CDF-S.

O último estudo combinou mais de 80 dias de tempo de observação com o Chandra no CDF-S com grandes quantidades de dados em diferentes comprimentos de onda de outros observatórios, incluindo o telescópio espacial Hubble e o telescópio espacial Spitzer. A equipe analisou buracos negros localizados a 5 bilhões de anos-luz ou mais da Terra. A estas distâncias, os cientistas já haviam encontrado 67 buracos negros altamente obscurecidos no CDF-S com dados de raios X e no infravermelho. Neste estudo mais recente, os autores identificaram outros 28.

Estes 28 buracos negros supermassivos foram anteriormente classificados de maneira diferente, como buracos negros de crescimento lento, com casulos de baixa densidade ou inexistentes, ou como galáxias distantes.

Os astrônomos compararam os seus dados com as expectativas de um buraco negro em típico crescimento. Usando dados de todos os comprimentos de onda, exceto raios X, previram a quantidade de raios X que deviam estar detetando em cada buraco negro. Os pesquisadores descobriram um nível muito menor de raios X do que o esperado em 28 fontes, o que implica que o casulo ao seu redor é cerca de dez vezes mais denso do que os cientistas estimaram previamente para estes objetos.

Levando em consideração a densidade mais alta do casulo, a equipe mostrou que os buracos negros mal identificados estão produzindo mais raios X do que se pensava anteriormente, mas o casulo mais denso impede que a maioria destes raios X escapem e alcancem o telescópio Chandra. Isto implica que estão crescendo mais depressa.

Grupos anteriores não aplicaram a técnica de análise adotada agora, nem utilizaram todo o conjunto de dados disponíveis para o CDF-S, fornecendo-lhes poucas informações sobre a densidade dos casulos.

Estes casulos são importantes para modelos teóricos que estimam o número de buracos negros no Universo e suas taxas de crescimento, incluindo aqueles com diferentes quantidades de obscurecimento. Os cientistas projetam estes modelos para explicar um brilho uniforme de raios X pelo céu, chamado "fundo de raios X", descoberto pela primeira vez na década de 1960. Os buracos negros individuais e em crescimento, observados em imagens como a do levantamento CDF-S, são responsáveis pela maior parte do fundo de raios X.

O fundo de raios X atualmente não resolvido em fontes individuais é dominado por raios X com energias acima do limiar que o Chandra consegue detectar. Os buracos negros altamente obscurecidos são uma explicação natural para este componente não resolvido porque os raios X menos energéticos são mais absorvidos pelo casulo do que os raios X mais energéticos e, portanto, são menos detectáveis. Os buracos negros altamente obscurecidos adicionais aqui relatados ajudam a reconciliar as diferenças passadas entre os modelos teóricos e as observações.

Além de ajudar a explicar o fundo de raios X, estes resultados são importantes para compreender a evolução dos buracos negros supermassivos e das suas galáxias hospedeiras. As massas das galáxias e dos seus buracos negros supermassivos estão relacionadas, o que significa que quanto mais massiva a galáxia, mais massivo o buraco negro.

O artigo que descreve os resultados deste estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um sistema planetário múltiplo em órbita de uma estrela do tipo Sol

O Very Large Telescope (VLT) do ESO captou a primeira imagem de uma estrela jovem semelhante ao Sol acompanhada por dois exoplanetas gigantes.

© ESO/VLT/Bohn (estrela acompanhada por dois exoplanetas gigantes)

Imagens de sistemas com vários exoplanetas são extremamente raras e, até agora, os astrônomos nunca tinham observado de forma direta mais do que um planeta em órbita de uma estrela do tipo solar. As observações podem ajudar os astrônomos a entender como os planetas se formaram e evoluíram em torno de nosso próprio Sol.

Há cerca de dois meses, o ESO descobriu um sistema planetário se formando, revelado em uma nova e extraordinária imagem obtida pelo VLT. Agora, o mesmo telescópio, usando o mesmo instrumento, captou a primeira imagem direta de um sistema planetário em torno de uma estrela como o nosso Sol, localizada a cerca de 300 anos-luz de distância e conhecida como TYC 8998-760-1.

Os dois exoplanetas podem ser vistos na imagem como dois pontos brilhantes de luz distantes da estrela progenitora, localizada no canto superior esquerdo da imagem. Ao captar imagens diferentes em momentos diferentes, a equipe conseguiu distinguir estes exoplanetas das estrelas de fundo.

Os dois gigantes gasosos orbitam a sua estrela hospedeira a distâncias de 160 e cerca de 320 vezes a distância entre a Terra e o Sol, o que coloca estes planetas muito mais distantes da sua estrela do que Júpiter e Saturno, também eles gigantes gasosos, se encontram do Sol (situados a apenas 5 e 10 vezes a distância Terra-Sol, respetivamente). A equipe descobriu também que os dois exoplanetas são muito mais massivos do que os do nosso Sistema Solar; o planeta interior apresenta uma massa 14 vezes maior do que a massa de Júpiter e o planeta exterior, uma massa 6 vezes maior.

Os astrônomos obtiveram imagens deste sistema enquanto procuravam planetas gigantes jovens em torno de estrelas semelhantes ao nosso Sol, mas mais jovens. A estrela TYC 8998-760-1 tem apenas 17 milhões de anos e está localizada na constelação da Mosca, no Hemisfério Celeste Sul.

A obtenção destas imagens foi possível graças ao elevado desempenho do instrumento SPHERE montado no VLT. O SPHERE bloqueia a luz brilhante da estrela com um aparelho chamado coronógrafo, o que faz com que consigamos observar os planetas que a orbitam, apesar destes serem muito mais tênues. Enquanto os planetas mais velhos, tais como os que existem no nosso Sistema Solar, são demasiado frios para poderem ser descobertos através desta técnica, os planetas mais jovens são mais quentes e por isso brilham mais intensamente na radiação infravermelha. Ao obter várias imagens ao longo de todo o ano passado, e também fazendo uso de dados mais antigos (até 2017), foi confirmado que os dois planetas fazem parte deste sistema estelar.

Mais observações do sistema, incluindo observações que serão realizadas com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, permitirão aos astrônomos testar se estes planetas se formaram nas suas posições atuais, longe da estrela, ou se migraram de outros lugares. O ELT ajudará também a pesquisar a interação entre dois planetas jovens no mesmo sistema.

A nova pesquisa foi publicada no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

O cometa NEOWISE no hemisfério sul

O que está criando a estrutura nas caudas do cometa NEOWISE?

© Zixuan Lin (cometa NEOWISE)

O cometa C/2020 F3 (NEOWISE) foi detectado pela primeira vez em 27 de março de 2020 pela sonda WISE (Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer).

Das duas caudas evidentes, a cauda de íon azul à esquerda aponta diretamente para longe do Sol e é empurrada para fora pelo vento solar fluindo e carregado. A estrutura na cauda iônica vem de diferentes taxas de íons expelidos do núcleo do cometa, bem como da estrutura sempre complexa e em constante mudança do vento emanado pelo Sol. 

O mais incomum no cometa NEOWISE, no entanto, é a estrutura ondulada de sua cauda de poeira. Essa cauda de poeira é empurrada para fora pela luz solar, gerando uma curvatura que segue a trajetória do cometa, sendo que partículas de poeira mais pesadas são mais capazes de resistir a essa pressão da luz e continuar ao longo de uma órbita solar. 

As impressionantes estrias da cauda de poeira do cometa NEOWISE ainda não estão totalmente esclarecidas, mas provavelmente estão relacionadas a correntes rotativas de grãos areia refletora da luz solar liberadas pelo derretimento do gelo durante a sublimação em seu núcleo de 5 quilômetros de diâmetro. O conjunto de 40 imagens em destaque, digitalmente aprimorado, foi captado três dias atrás nos céus escuros do deserto de Gobi, na Mongólia Interior, na China.

O cometa NEOWISE tem a aparência visual do cometa Hale-Bopp que passou em 1997.

Em 3 de julho de 2020 o cometa NEOWISE passou pelo periélio, a distância do cometa mais próxima do Sol, cuja distância era aproximadamente de 0,29 UA (Unidades Astronômicas) ou 43 milhões de km. O cometa fará a passagem mais próxima da Terra amanhã, à medida que se afasta do Sol, numa distância de 0,69 UA ou 103 milhões de km.

O cometa já está sendo visto no Brasil ao anoitecer do lado direito após o poente solar brilhando próximo da 4ª magnitude e situado na constelação de Ursa Maior. O cometa poderá ser visto a olho nu, mas é necessário ficar longe da poluição luminosa e será mais favorável a visualização com auxílio de um binóculo (10x50). O cometa até ao final do mês de julho ficará mais alto no céu, porém sua magnitude diminuirá a cada dia à medida que se afasta da Terra.

Outras informações acesse o blog Cometas.

Fonte: NASA

Ferro na Nebulosa da Borboleta

As estrelas, como lagartas, podem se transformar em borboletas? Não, mas no caso da Nebulosa da Borboleta, com certeza se parece.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 6302)

Embora sua envergadura cubra mais de 3 anos-luz e sua temperatura superficial estimada exceda 200.000 ºC, a estrela central da NGC 6302, a nebulosa planetária em destaque, tornou-se excepcionalmente quente, brilhando intensamente na luz visível e ultravioleta, mas oculta à vista direta por um denso toro de poeira.

Esta imagem foi captada pelo telescópio espacial Hubble e foi reprocessada aqui para mostrar os detalhes notáveis da complexa nebulosa planetária, destacando em particular a luz emitida pelo ferro, mostrada em vermelho. 

A NGC 6302 fica a cerca de 4.000 anos-luz de distância, na constelação do Escorpião (Scorpius).

As nebulosas planetárias evoluem a partir de atmosferas externas de estrelas como o nosso Sol, mas geralmente desaparecem em cerca de 20.000 anos.

Fonte: NASA

Estrela "fugitiva" pode explicar brilho incomum ao redor de buraco negro

No centro de uma galáxia distante, um buraco negro está consumindo lentamente um disco de gás que gira ao seu redor como água num dreno.

© NASA/JPL-Caltech (corrente de detritos cai no disco de buraco negro)

À medida que um fluxo constante de gás é puxado para o interior do buraco negro, partículas ultraquentes reúnem-se perto do buraco negro, acima e abaixo do disco, gerando um brilho de raios X que pode ser visto a 300 milhões de anos-luz de distância, a partir da Terra. Sabemos que estas coleções de gás ultraquente, chamadas coroas, exibem mudanças visíveis na sua luminosidade, brilhando ou escurecendo por um fator de até 100 vezes quando um buraco negro se abastece.

Mas há dois anos, os astrônomos assistiram com admiração os raios X da coroa do buraco negro numa galáxia conhecida como 1ES 1927+654 que desapareceram completamente, diminuindo por um fator de 10.000 em cerca de 40 dias. Quase imediatamente, começou a recuperar, e cerca de 100 dias depois tornou-se quase 20 vezes mais brilhante do que era antes do evento.

Os raios X da coroa de um buraco negro são subprodutos diretos da alimentação do buraco negro, de modo que o desaparecimento desta radiação de 1ES 1927+654 provavelmente significa que o seu suprimento de alimentos foi cortado. Num novo estudo, os cientistas teorizam que uma estrela em fuga pode ter chegado demasiado perto do buraco negro e ter sido destruída. Se fosse este o caso, os detritos em movimento da estrela podiam ter colidido com parte do disco, dispersando brevemente o gás. Normalmente, não são vistas variações como esta na acreção de buracos negros.

Quase todas as galáxias do Universo podem hospedar um buraco negro supermassivo no seu centro, como o de 1ES 1927+654, com massas milhões ou bilhões de vezes maiores que a do nosso Sol. Crescem consumindo o gás que os rodeia, também conhecido como disco de acreção. Dado que os buracos negros não emitem ou refletem luz, não podem ser vistos diretamente, mas a luz das suas coroas e dos seus discos de acreção fornecem uma maneira de aprender mais sobre estes objetos escuros.

A hipótese estelar também é apoiada pelo motivo de que alguns meses antes do desaparecimento do sinal de raios X, observatórios na Terra viram o disco aumentando consideravelmente de brilho em comprimentos de onda visíveis. Isto pode ter resultado da colisão inicial dos detritos estelares com o disco.

O evento de desaparecimento em 1ES 1927+654 é único não apenas por causa da dramática mudança no brilho, mas também devido à profundidade com que os astrônomos foram capazes de o estudar. A explosão de luz visível foi auxiliada por observações de acompanhamento do buraco negro usando o NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA, um telescópio de raios X a bordo da Estação Espacial Internacional (ISS). No total, o NICER observou o sistema 265 vezes ao longo de 15 meses. Monitoramento adicional em raios X foi obtida com o Observatório Swift Neil Gehrels da NASA, que também observou o sistema sob luz ultravioleta, bem como com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA e com o Observatório XMM-Newton da ESA.

Quando os raios X da coroa desapareceram, o NICER e o Swift observaram raios X menos energéticos do sistema, de modo que, coletivamente, estes observatórios forneceram um fluxo contínuo de informações durante todo o evento.

Embora uma estrela rebelde pareça a culpada mais provável, os pesquisadores observam que podem existir outras explicações para o evento sem precedentes. Uma característica notável das observações é que a queda geral no brilho não foi uma transição suave: dia a dia, os raios X de baixa energia que o NICER detectou mostravam variação dramática, às vezes mudando o brilho por um fator de 100 em menos de 8 horas. Em casos extremos, sabe-se que as coroas dos buracos negros se tornam 100 vezes mais brilhantes ou mais tênues, mas em escalas de tempo muito mais longas. Tais mudanças rápidas, ocorrendo continuamente durante meses, são extraordinárias.

É possível que este tipo de variabilidade extrema em discos de acreção de buracos negros seja mais comum do que os astrônomos pensem. Muitos observatórios em operação e de próxima geração estão projetados para procurar mudanças a curto prazo nos fenômenos cósmicos, uma prática conhecida como "astronomia no domínio do tempo", que podem revelar mais eventos como este.

Será que este buraco negro ativo vai regressar ao estado em que se encontrava antes do evento de perturbação? Ou será que o sistema foi alterado fundamentalmente? Os astrônomos continuam observando para descobrir.

O novo estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Uma descoberta com braços fantasmagóricos

Uma característica notável da maioria das galáxias espirais é a multiplicidade de braços espirais arqueados que aparentemente giram do centro da galáxia.

© Hubble/M. Gregg (NGC 4848)

Nesta imagem, tirada com o telescópio espacial Hubble, os impressionantes braços espirais azul-prateados da galáxia NGC 4848 são observados em detalhes formidáveis. Não apenas vemos a seção interna dos braços espirais contendo centenas de milhares de estrelas jovens, brilhantes e azuis, mas o Hubble também captou as extremidades extremamente débeis dos braços espirais externos.

Essa galáxia espiral barrada foi descoberta pela primeira vez em 1865 pelo astrônomo alemão Heinrich Louis d'Arrest. Em sua carreira, Heinrich também descobriu notavelmente o asteroide 76 Freia, o cometa d'Arrest (1851), muitas outras galáxias e também contribuiu para a descoberta de Netuno.

Se você estiver situado no Hemisfério Norte com um grande telescópio, poderá observar a aparência fantasmagórica dessa galáxia tênue na constelação de Coma Berenices.

Fonte: ESA

Planeta Nove é um buraco negro primordial?

Cientistas da Universidade de Harvard e da BHI (Black Hole Initiative) desenvolveram um novo método para encontrar buracos negros no Sistema Solar exterior e, juntamente com ele, determinar de uma vez por todas a verdadeira natureza do hipotético Planeta Nove.

© M. Weiss (surtos de acreção do encontro de cometa com hipotético buraco negro)

O estudo destaca a capacidade do levantamento LSST (Legacy Survey of Space and Time) do futuro Observatório Vera C. Rubin para observar surtos de acreção, cuja presença pode provar ou descartar o Planeta Nove como um buraco negro.

O Dr. Avi Loeb, professor em Harvard, e Amir Siraj, estudante, desenvolveram o novo método para procurar buracos negros no Sistema Solar exterior, com base em surtos que resultam da perturbação de cometas interceptados. O estudo sugere que o LSST tem a capacidade de encontrar buracos negros observando surtos que resultam do impacto de pequenos objetos da nuvem de Oort.

"Nas proximidades de um buraco negro, pequenos corpos que se aproximam dele 'derreterão' como resultado do aquecimento da acumulação de gás do meio interestelar para o buraco negro," diz Siraj. "Depois de derreterem, os pequenos corpos estão sujeitos a perturbações de maré pelo buraco negro, seguidas da acreção do corpo perturbado pelas marés no buraco negro". "Dado que os buracos negros são intrinsecamente escuros, a radiação que a matéria emite a caminho da entrada do buraco negro é a única maneira de iluminar este ambiente escuro," acrescentou Loeb.

As pesquisas futuras de buracos negros primordiais podem ser informadas pelo novo cálculo. "Este método pode detectar ou descartar buracos negros de massa planetária até à orla da nuvem de Oort, ou cerca de 100.000 UA," explicou Siraj. "Poderá ser capaz de colocar novos limites na fração de matéria escura contida nos buracos negros primordiais."

Espera-se que o LSST tenha a sensibilidade necessária para detectar surtos de acreção, enquanto a tecnologia atual não o consegue fazer sem orientação. "O LSST tem um amplo campo de visão, cobrindo o céu inteiro repetidamente e procurando surtos transientes," disse Loeb. "Outros telescópios são bons em apontar para um alvo conhecido, mas nós não sabemos exatamente onde procurar o Planeta Nove. Conhecemos apenas a ampla região em que pode residir". Siraj acrescentou: "A capacidade do LSST em examinar o céu duas vezes por semana é extremamente valiosa. Além disso, a sua profundidade sem precedentes permitirá a detecção de explosões resultantes de objetos impactantes relativamente pequenos, que são mais frequentes do que os grandes."

O estudo concentra-se no famoso Planeta Nove como o primeiro candidato à detecção. Assunto de muita especulação, a maioria das teorias sugere que o Planeta Nove é um planeta ainda por detectar, mas também pode sinalizar a existência de um buraco negro de massa planetária.

"O Planeta Nove é uma explicação convincente para o agrupamento observado de alguns objetos localizados além da órbita de Netuno. Se a existência do Planeta Nove for confirmada através de uma pesquisa eletromagnética direta, será a primeira detecção de um novo planeta no Sistema Solar em dois séculos, sem contar com Plutão", disse Siraj.

Uma falha na detecção de luz do Planeta Nove, ou outros modelos recentes, como a sugestão de enviar sondas para medir a influência gravitacional, tornaria o modelo do buraco negro intrigante. "Tem havido muita especulação sobre explicações alternativas para as órbitas anômalas observadas no Sistema Solar exterior. Uma das ideias apresentadas foi a possibilidade de o Planeta Nove ser um buraco negro do tamanho de uma laranja com uma massa de cinco a dez vezes a da Terra."

O foco no Planeta Nove é baseado na importância científica sem precedentes que uma hipotética descoberta de um buraco negro de massa planetária no Sistema Solar teria, bem como no interesse continuado em entender o que existe por aí. A periferia do Sistema Solar é o nosso quintal. Imediatamente levanta questões: porque é que está ali? Como é que obteve as suas propriedades? Será que moldou a história do Sistema Solar? Será que existem mais como ele?"

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Explosão termonuclear lança sobrevivente de supernova

De acordo com um novo estudo pela Universidade de Warwick, uma estrela anã branca expulsou-se ela própria da sua órbita com outra estrela numa "supernova parcial" e está agora viajando pela nossa Galáxia.

© U. Warwick/Mark Garlick (material expelido pela supernova)

Isto abre a possibilidade de muitos outros sobreviventes de supernovas viajarem sem serem descobertos pela Via Láctea, bem como outros tipos de supernovas que ocorrem em outras galáxias que nunca foram vistas antes.

A pesquisa analisou uma anã branca que se descobriu anteriormente ter uma composição atmosférica incomum. Revela que a estrela pertencia muito provavelmente a um binário e que sobreviveu à sua explosão de supernova, que a enviou e à sua companheira a "voar" pela Via Láctea em direções opostas.

As anãs brancas são os núcleos remanescentes de gigantes vermelhas, depois destas estrelas morrerem e liberarem as suas camadas externas, arrefecendo ao longo de bilhões de anos. A maioria das anãs brancas têm atmosferas compostas quase inteiramente de hidrogênio ou hélio, com evidências ocasionais de carbono ou oxigênio extraídos do núcleo da estrela.

Esta estrela, designada SDSS J1240+6710 e descoberta em 2015, parecia não conter hidrogênio nem hélio, composta ao invés por uma mistura incomum de oxigênio, nêonio, magnésio e silício. Usando o telescópio espacial Hubble, os cientistas também identificaram carbono, sódio e alumínio na atmosfera da estrela, todos produzidos nas primeiras reações termonucleares de uma supernova.

No entanto, há uma clara ausência do que é conhecido como o "grupo de ferro" dos elementos ferro, níquel, cromo e manganês. Estes elementos mais pesados são normalmente gerados por fusão nuclear a partir dos mais leves e são característicos das supernovas termonucleares. A ausência de elementos do grupo de ferro na estrela SDSS J1240+6710 sugere que a estrela passou apenas por uma supernova parcial antes que a queima nuclear terminasse.

Os cientistas foram capazes de medir a velocidade da anã branca e descobriram que viaja a 900.000 km/h. Também possui uma massa particularmente baixa para uma anã branca - apenas 40% da massa do nosso Sol , o que seria consistente com a perda de massa de uma supernova parcial.

O professor Boris Gaensicke, autor principal do artigo científico e do Departamento de Física da Universidade de Warwick, Reino Unido, disse: "Esta estrela é única porque possui todas as principais características de uma anã branca, mas tem uma velocidade muito alta e abundâncias incomuns que não fazem sentido quando combinadas com a sua baixa massa.

"Tem uma composição química que é a impressão digital da queima nuclear, uma massa baixa e uma velocidade muito alta: todos estes fatos implicam que deve ter vindo de algum tipo de sistema binário íntimo e deve ter sido submetida a ignição termonuclear. Teria sido um tipo de supernova, mas um tipo que nunca vimos antes."

Os cientistas teorizam que a supernova perturbou a órbita da anã branca com a sua parceira quando ejetou muito abruptamente uma grande proporção da sua massa. Ambas as estrelas teriam sido transportadas em direções opostas, à sua velocidade orbital. Isto explicaria a alta velocidade da estrela.

As supernovas termonucleares mais bem estudadas são as do "Tipo Ia", que levaram à descoberta da energia escura, e agora são rotineiramente usadas para mapear a estrutura do Universo. Mas existem evidências crescentes de que as supernovas termonucleares podem ocorrer sob condições muito diferentes.

A SDSS J1240+6710 pode ser a sobrevivente de um tipo de supernova que ainda não foi "apanhada em flagrante". Sem o níquel radioativo que alimenta o brilho duradouro das supernovas do Tipo Ia, a explosão que lançou SDSS J1240+6710 pela Galáxia teria sido um breve flash de luz difícil de descobrir.

O professor Gaensicke acrescenta: "O estudo das supernovas termonucleares é um campo imenso e há uma grande quantidade de esforços observacionais para encontrar supernovas em outras galáxias. A dificuldade é que vemos a estrela quando explode, mas é muito difícil conhecer as propriedades da estrela antes de explodir.

"Estamos agora descobrindo que existem diferentes tipos de anãs brancas que sobrevivem às supernovas sob diferentes condições e, usando as composições, massas e velocidades que possuem, podemos descobrir a que tipo de supernova foram submetidas. O estudo das sobreviventes de supernovas na nossa Via Láctea vai ajudar a entender as miríades de supernovas que vemos nas outras galáxias."

O professor Kepler de Souza Oliveira Filho da Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Brasil, quem originalmente descobriu esta estrela, disse: "O fato de uma anã branca de baixa massa ter passado por queima de carbono é um testemunho dos efeitos da evolução da interação binária e dos seus efeitos sobre a evolução química do Universo."

O Dr. Robert Raddi, da Universidade Politécnica da Catalunha, Espanha, que realizou a análise cinemática, disse: "Mais uma vez, a sinergia entre a astrometria muito precisa do Gaia e a análise espectroscópica ajudou a restringir as propriedades impressionantes de uma anã branca única, que provavelmente se formou numa supernova termonuclear e foi ejetada a alta velocidade como consequência da explosão."

A pesquisa foi descrita no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Warwick

A Mancha de Clyde

Uma das características mais notáveis de Júpiter é sua Grande Mancha Vermelha: uma gigantesca tempestade, que acontece há séculos, no maior planeta do nosso Sistema Solar.

© NASA/Juno/Kevin M. Gill (Mancha de Clyde)

Próximo da Grande Mancha Vermelha, uma nova tempestade foi descoberta: a Mancha de Clyde, que é menor, branca e, provavelmente, se formou há menos tempo.

A tempestade recebeu esse nome em homenagem ao astrônomo amador que a descobriu. Clyde Foster, diretor da seção Shallow Sky da Sociedade Astronômica da África do Sul, observava Júpiter com seu telescópio Schmidt-Cassegrain de 14", em uma manhã de 31 de maio de 2020, na África do Sul. Ele percebeu um ponto mais brilhante que o comum, no hemisfério sul do planeta, próximo à Grande Mancha Vermelha.

Outros astrônomos australianos estavam observando Júpiter, horas antes, e não notaram esse ponto. Isso indica que a tempestade se formou nesse meio-tempo, ao contrário da Grande Mancha Vermelha, que está em atividade há centenas de anos.

Alguns dias depois, a sonda Juno, da NASA, realizou um sobrevoo próximo à superfície de Júpiter e pode observar melhor a descoberta de Clyde Foster. 

Isso porque a órbita da Juno é uma elipse bem achatada, então a nave tira a maioria dessas fotos nesses sobrevoos, que acontecem a cada 53 dias, mais ou menos. O local exato da mancha nem estava no caminho da Juno, mas os astrônomos da NASA desviaram a nave um pouquinho para poder observá-la.

A Mancha de Clyde é constituída por nuvens em erupção em camadas superiores da atmosfera de Júpiter, que é formada por gases. A faixa de latitude onde a oval branca se formou é conhecida como Cinturão Temperado do Sul, onde normalmente as turbulências ultrapassam as camadas superiores de nuvens da atmosfera jupiteriana.

Fonte: NASA