Asteroide Bennu está expelindo partículas

Quando a sonda OSIRIS-REx da NASA chegou ao asteroide (101955) Bennu, os cientistas da missão sabiam que a sua espaçonave estava orbitando algo especial.

© NASA (asteroide Bennu)

Não só o asteroide, coberto de pedregulhos, tinha a forma de um diamante em bruto, como a sua superfície crepitava com atividade, espalhando pequenos pedaços de rocha pelo espaço. Agora, depois de mais de um ano e meio perto de Bennu, estão começando a melhor entender estes eventos dinâmicos de ejeção de partículas.

Estudos fornecem uma visão detalhada de como estas partículas agem quando no espaço, possíveis pistas de como são ejetadas e até mesmo de como as suas trajetórias podem ser usadas para aproximar o fraco campo gravitacional de Bennu. 

Normalmente, consideramos os cometas, não os asteroides, os ativos. Os cometas são compostos de gelo, rocha e poeira. À medida que estes gelos são aquecidos pelo Sol, o vapor efervesce da superfície, poeira e pedaços do núcleo do cometa são perdidos para o espaço e forma-se uma longa cauda empoeirada. Os asteroides, por outro lado, são compostos principalmente de rocha e poeira (e talvez uma quantidade menor de gelo), mas acontece que algumas destas rochas espaciais também podem estar surpreendentemente ativas. 

As câmaras da OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, and Security-Regolith Explorer) detectaram partículas de rocha sendo lançadas repetidamente para o espaço durante um levantamento de janeiro de 2019 do asteroide, que tem cerca de 565 metros de largura no seu equador.

Um dos estudos, liderado pelo cientista Steve Chesley do jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, descobriu que a maioria destes pedaços de rocha do tamanho de seixos, normalmente medindo cerca de 7 milímetros, foram puxados de volta para Bennu sob a fraca gravidade do asteroide após um pequeno salto, por vezes até ricocheteando de volta para o espaço após colidir com a superfície, permanecendo em órbita por alguns dias e até 16 revoluções. E alguns cascalhos foram ejetados com força suficiente para escapar completamente dos arredores de Bennu. 

Ao rastrear as viagens de centenas de partículas ejetadas, Chesley e seus colaboradores também foram capazes de melhor entender o que pode estar provocando o lançamento das partículas da superfície de Bennu. Os tamanhos das partículas correspondem ao que é esperado para a dilatação e fratura térmicas (pois a superfície do asteroide é repetidamente aquecida e arrefecida enquanto gira), mas os locais dos eventos de ejeção também correspondem aos locais de impacto modelados de meteoroides (pequenas rochas que atingem a superfície de Bennu enquanto orbita o Sol). Pode até ser uma combinação destes fenômenos, mas para chegar a uma resposta definitiva, são necessárias mais observações. 

Embora a sua própria existência coloque várias questões científicas, as partículas também servem como sondas de alta fidelidade do campo gravitacional de Bennu. Muitas partículas orbitavam Bennu muito mais perto do que seria seguro para a nave OSIRIS-REx e, portanto, as suas trajetórias eram altamente sensíveis à gravidade irregular de Bennu. Isto permitiu aos pesquisadores estimar a gravidade de Bennu ainda com mais precisão do que era possível com os instrumentos da OSIRIS-REx.

Em média, apenas uma ou duas partículas são ejetadas por dia, e dado que estão num ambiente de gravidade muito baixa, a maioria move-se lentamente. Como tal, representam uma ameaça minúscula para a OSIRIS-REx, que tentará pousar brevemente no asteroide no dia 20 de outubro para recolher material da superfície, que pode até incluir partículas que foram ejetadas antes de caírem de volta para a superfície. 

Se tudo correr como planejado, a nave regressará à Terra em setembro de 2023 com amostras de material do asteroide Bennu para os cientistas estudarem com mais detalhes.

Uma coleção de estudos foi publicada numa edição especial da revista Journal of Geophysical Research.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Exoplanetas ricos em carbono podem ser feitos de diamantes

À medida que missões como o telescópio espacial Hubble, TESS e Kepler da NASA continuam fornecendo informações sobre as propriedades dos exoplanetas, os cientistas são cada vez mais capazes de descobrir o aspeto destes astros, a sua composição e se podem ser habitáveis.

© D. Shim/Vecteesy (ilustração de um exoplaneta rico em carbono)

Num novo estudo, pesquisadores da Universidade Estatal do Arizona e da Universidade de Chicago determinaram que alguns exoplanetas ricos em carbono, dadas as circunstâncias certas, podem ser feitos de diamantes e sílica.

Quando as estrelas e os planetas se formam, fazem-no a partir da mesma nuvem de gás, de modo que as suas composições são semelhantes. Uma estrela com uma proporção de carbono para oxigênio mais baixa terá planetas como a Terra, compostos de silicatos e óxidos com um conteúdo muito pequeno de diamante (o conteúdo de diamante da Terra é de cerca de 0,001%). 

Mas os exoplanetas em torno de estrelas com uma proporção de carbono para oxigênio mais alta do que o nosso Sol têm maior probabilidade de serem ricos em carbono. Pesquisadores levantaram a hipótese de que estes exoplanetas ricos em carbono podiam converter-se para diamante e silicato, caso a água (que é abundante no Universo) estivesse presente, criando uma composição rica em diamantes. 

Para testar esta hipótese, os pesquisadores precisavam de imitar o interior de exoplanetas de carboneto usando alta temperatura e alta pressão. Para tal, usaram células de bigorna de diamante de alta pressão no Laboratório para Materiais Terrestres e Planetários. 

Primeiro, imergiram carboneto de silício em água e comprimiram a amostra entre os diamantes a uma pressão muito alta. Após, para monitorar a reação entre o carboneto de silício e a água, realizaram um aquecimento a laser no Laboratório Nacional Argonne, obtendo medições de raios X enquanto o laser aquecia a amostra em altas pressões. 

Como previram, com alta temperatura e pressão, o carboneto de silício reagiu com a água e transformou-se em diamantes e sílica. 

Até agora, não encontramos vida em outros planetas, mas a busca continua. Os cientistas planetários e os astrobiólogos estão usando instrumentos sofisticados no espaço e na Terra para encontrar planetas com as propriedades certas e a localização certa em torno das suas estrelas onde a vida poderia existir. 

No entanto, para os planetas ricos em carbono, que são o foco deste estudo, provavelmente não têm as propriedades necessárias para a vida. 

Embora a Terra seja geologicamente ativa, que é um indicador de habitabilidade, os resultados deste estudo mostram que os planetas ricos em carbono são demasiado rígidos para serem geologicamente ativos, que pode tornar a composição atmosférica inabitável. As atmosferas são críticas para a vida, pois fornecem-nos ar para respirar, proteção do ambiente hostil do espaço e até mesmo pressão para permitir água no estado líquido.

Interpretar novos dados de futuras missões como a do telescópio espacial James Webb e do telescópio Nancy Grace Roman, possibilitarão entender melhor os mundos localizados além do nosso próprio Sistema Solar.

O estudo foi publicado recentemente na revista The Planetary Science Journal.

Fonte: Arizona State University

Falta um ingrediente nas teorias atuais da matéria escura?

Observações do telescópio espacial Hubble e do Very Large Telescope (VLT) no Chile descobriram que algo pode estar faltando às teorias de como a matéria escura se comporta.

© Hubble (aglomerado de galáxias massivo MACS J1206)

Este ingrediente ausente pode explicar a razão porque os pesquisadores descobriram uma discrepância inesperada entre observações de concentrações de matéria escura numa amostra de aglomerados de galáxias massivas e simulações teóricas de computador de como a matéria escura deve estar distribuída nos aglomerados. Os novos achados indicam que algumas concentrações em pequena escala de matéria escura produzem efeitos de lente que são 10 vezes mais fortes do que o esperado. 

A matéria escura é a "cola" invisível que mantém estrelas, poeira e gás juntos numa galáxia. Esta substância misteriosa constitui a maior parte da massa de uma galáxia e forma a base da estrutura em grande escala do nosso Universo. Dado que a matéria escura não emite, absorve ou reflete luz, a sua presença só é conhecida por meio da sua atração gravitacional sobre a matéria visível no espaço. Os astrônomos e físicos ainda estão tentando definir o que é. 

Os aglomerados de galáxias, as estruturas mais massivas e recentemente concebidas do Universo, são também os maiores repositórios de matéria escura. Os aglomerados são compostos de membros individuais mantidos juntos em grande parte pela gravidade da matéria escura. 

"Os aglomerados de galáxias são laboratórios ideais para estudar se as simulações numéricas do Universo, atualmente disponíveis, reproduzem bem o que podemos inferir das lentes gravitacionais," disse Massimo Meneghetti, do INAF - Observatório de Astrofísica e Ciência Espacial de Bolonha, Itália, autor principal do estudo. "Fizemos muitos testes com os dados deste estudo, e temos a certeza de que esta incompatibilidade indica que algum ingrediente físico está faltando nas simulações ou no nosso entendimento da natureza da matéria escura," acrescentou Meneghetti. 

A distribuição da matéria escura em aglomerados é mapeada medindo a curvatura da luz, ou seja, o efeito de lente gravitacional, que produzem. A gravidade da matéria escura concentrada em aglomerados amplia e distorce a luz de objetos de fundo distantes. Este efeito produz distorções nas formas das galáxias de fundo que aparecem nas imagens dos aglomerados. As lentes gravitacionais também podem frequentemente produzir imagens múltiplas da mesma galáxia distante. 

Quanto maior a concentração de matéria escura num aglomerado, mais dramático será o seu efeito de distorção da luz. A presença de matéria escura em menor escala, associados a galáxias individuais dos aglomerados, aumenta o nível de distorções. Em certo sentido, o aglomerado de galáxia atua como uma lente de grande escala que possui muitas lentes menores embutidas. 

Foi produzido um mapa de matéria escura preciso e de alta fidelidade. Ao medir as distorções das lentes, os astrônomos puderam rastrear a quantidade e distribuição da matéria escura. Os três aglomerados de galáxias estudados, MACS J1206.2-0847, MACS J0416.1-2403 e Abell S1063, faziam parte de dois levantamentos do Hubble: o programa Frontier Fields e o programa CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble). 

Para surpresa da equipe, além dos arcos dramáticos e características alongadas de galáxias distantes produzidas pelas lentes gravitacionais de cada aglomerado, as imagens do Hubble também revelaram um número inesperado de arcos de menor escala e imagens distorcidas aninhadas perto do núcleo de cada aglomerado, onde as galáxias mais massivas residem. Os pesquisadores pensam que as lentes aninhadas são produzidas pela gravidade de concentrações densas de matéria dentro de cada galáxia individual dos aglomerados. Observações espectroscópicas subsequentes mediram a velocidade das estrelas em órbita de várias galáxias dos aglomerados para determinar as suas massas. A velocidade das estrelas forneceu uma estimativa da massa de cada galáxia individual, incluindo a quantidade de matéria escura.

Combinando imagens do Hubble e espectroscopia do VLT, foi possível identificar dezenas de galáxias de fundo com múltiplas imagens e lentes. Isto permitiu a montagem de um mapa bem calibrado e de alta resolução da distribuição de massa da matéria escura em cada aglomerado. 

A equipe comparou os mapas de matéria escura com amostras simuladas de aglomerados de galáxias com massas semelhantes, localizados aproximadamente às mesmas distâncias. Os aglomerados no modelo simulado não mostraram nenhum nível de concentração de matéria escura às escalas menores, que são associadas a galáxias individuais dos aglomerados. 

Os astrônomos esperam continuar investigando a matéria escura e os seus mistérios para finalmente descobrir a sua natureza.

Um artigo científico foi publicado na revista Science.

Fonte: ESA

Descoberto possível marcador de vida em Vênus

Uma equipe internacional de astrônomos anunciou a descoberta de uma molécula rara, a fosfina nas nuvens do planeta Vênus.

© NASA/JPL-Caltech (Vênus)

Na Terra, este gás só é fabricado de forma industrial ou por micróbios que se desenvolvem em ambientes anaeróbicos, ou seja, sem oxigênio. Há décadas que os astrônomos suspeitam que as nuvens altas em Vênus poderiam oferecer um lar para micróbios, flutuando livres da superfície escaldante, mas precisando tolerar uma acidez muito alta.

A primeira a detecção de sinais de fosfina foram obtidas através do telescópio James Clerk Maxwell (JCMT), no Havaí. Para confirmar esta descoberta foram usadas 45 antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile, um telescópio muito mais sensível. Ambas as instalações observaram Vênus em um comprimento de onda de cerca de 1 milímetro, muito mais longo do que pode ser visto pelo olho humano, apenas telescópios colocados a grande altitude conseguem detectar estes comprimentos de onda com eficiência. 

Estima-se que existe fosfina, ou hidreto de fósforo, em pequenas concentrações nas nuvens de Vênus, apenas cerca de 20 moléculas em cada bilhão. Seguindo as observações foram feitos cálculos para determinar se estas quantidades poderiam ter origem em processos não biológicos naturais no planeta. Algumas ideias incluíam luz solar, minerais soprados da superfície para a atmosfera, vulcões ou relâmpagos, no entanto, concluiu-se que nenhum destes processos podia criar a quantidade de fosfina observada; estas fontes não biológicas podem criar, no máximo, dez milésimos da quantidade de fosfina observada pelos telescópios em Vênus. 

Segundo a equipe, para formar a quantidade de fosfina observada em Vênus, organismos terrestres teriam que trabalhar apenas a 10% de sua produtividade máxima. Sabe-se que bactérias terrestres criam fosfina retirando fosfato de minerais ou material biológico, acrescentando hidrogênio e, por fim, expelem fosfina. Qualquer organismo em Vênus provavelmente será muito diferente de seus primos terrestres, mas eles também podem ser a fonte de fosfina na atmosfera do planeta vizinho. 

A fosfina foi analisada como uma “bioassinatura” de gás de vida anaeróbica em planetas que orbitam outras estrelas, uma vez que a química normal não explica bem este fenômeno. A descoberta levanta muitas questões, tais como é que os organismos poderão sobreviver na atmosfera do planeta vizinho. Na Terra, alguns micróbios conseguem suportar até cerca de 5% de ácido no seu meio, mas as nuvens de Vênus são quase inteiramente feitas de ácido. 

Os pesquisadores acreditam que esta descoberta é bastante significativa, uma vez que já se pode descartar muitos outros processos alternativos de formação de fosfina, no entanto reconhece que para confirmar a presença de “vida” é ainda necessário muito trabalho. Apesar das temperaturas rondarem uns agradáveis 30 ºC nas altas nuvens de Vênus, o meio é extremamente ácido, com cerca de 90% de ácido sulfúrico, o que coloca sérias dificuldades a quaisquer micróbios que aí tentem sobreviver. 

A produção não biológica de fosfina em Vênus está excluída no que diz respeito ao nosso conhecimento atual da química da fosfina nas atmosferas de planetas rochosos. A confirmação de existência de vida na atmosfera de Vênus constituiria um enorme avanço em astrobiologia; portanto, é essencial acompanhar este intrigante resultado com estudos teóricos e observacionais para excluir a possibilidade de que a fosfina em planetas rochosos possa ter também uma origem química diferente da que ocorre na Terra.

Mais observações de Vênus e de outros planetas rochosos fora do nosso Sistema Solar poderão ajudar a reunir pistas de como a fosfina se forma nestes corpos e contribuir para a procura de sinais de vida fora da Terra.

Fonte: Nature Astronomy

Olho da Serpente

Os padrões de torção criados pelos vários braços espirais da NGC 2835 criam a ilusão de um olho.

© Hubble (NGC 2835)

Esta é uma descrição adequada, visto que esta magnífica galáxia reside perto da cabeça da constelação meridional de Hydra, a cobra d'água. Esta impressionante galáxia espiral barrada, com uma largura de pouco mais da metade da Via Láctea, é brilhantemente apresentada nesta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble. Embora não possa ser visto nesta imagem, um buraco negro supermassivo com uma massa milhões de vezes maior do que o nosso Sol, que é conhecido por se aninhar bem no centro da NGC 2835.

Esta galáxia foi fotografada como parte do PHANGS-HST, um grande levantamento de galáxias com o Hubble que visa estudar as conexões entre o gás frio e estrelas jovens em uma variedade de galáxias no Universo local. Na NGC 2835, esse gás frio e denso produz um grande número de estrelas jovens em grandes regiões de formação estelar. As áreas azuis brilhantes, comumente observadas nos braços espirais externos de muitas galáxias, mostram onde a luz quase ultravioleta está sendo emitida com mais força, indicando a formação recente ou em andamento de estrelas. 

Por intermédio das imagens de mais de 100.000 nuvens de gás e regiões de formação de estrelas fora de nossa Via Láctea, esta pesquisa espera descobrir e esclarecer muitas das ligações entre nuvens de gás frio, formação de estrelas e morfologia das galáxias. Esta iniciativa é uma colaboração com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e o instrumento MUSE do Very Large Telescope (VLT) do European Southern Observatory (ESO), através do programa PHANGS.

Fonte: ESA

Novo estudo questiona sobre a evolução de galáxias espirais

Estudos anteriores sobre formação e evolução de galáxias espirais podem ter tido como base uma premissa errada, sugere pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço.

© ESO (NGC 4565)

A maioria das galáxias espirais é caracterizada por um disco, onde estrelas, gás e poeira se distribuem num padrão característico de braços espirais torcidos, e uma zona central brilhante, chamada bojo. Ao estudar como as galáxias se formam e evoluem, é essencial distinguir entre estes dois componentes. Isto representa um desafio científico e estudos anteriores assumiram tradicionalmente que o brilho do disco aumenta exponencialmente até ao centro galáctico.

Esta suposição comum é questionada num estudo. Utilizando uma nova técnica para separar o bojo do disco aplicada a 135 galáxias espirais do catálogo CALIFA, os pesquisadores descobriram uma menor contribuição de estrelas do disco para o brilho total do centro da galáxia. Esta descoberta tem vastas implicações para os estudos da formação e evolução de galáxias.

“Desenvolvemos uma nova técnica espectrofotométrica de decomposição bojo-disco que pela primeira vez combina síntese espectral avançada com ferramentas de fotometria de superfície, incluindo duas desenvolvidas no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA): FADO e iFIT,” diz Iris Breda, do IA e da Universidade do Porto. A técnica foi utilizada para determinar a contribuição máxima do disco dentro do raio do bojo. Foi aplicada a uma amostra representativa de galáxias espirais, revelando que em aproximadamente um terço, o disco sob o bojo não preserva o seu perfil exponencial, mostrando em vez disso um nivelamento ou mesmo uma forte diminuição.

Se confirmada, esta descoberta sugere que a contribuição relativa de estrelas do disco e do bojo para o centro da galáxia é diferente da apresentada num número substancial de estudos que assumiram um aumento exponencial até ao centro do disco. 

Estudos anteriores sobre a evolução de galáxias espirais podem conter falhas ao assumirem que a contribuição das estrelas intrínsecas ao bojo é menor do que na realidade é. Por exemplo, em galáxias espirais nas quais o disco representa 80 por cento da luminosidade da região central, a sua sobrestimação pode levar a uma classificação errônea do tipo de bojo.

Isto tem implicações adicionais para galáxias com atividade intensa nos seus núcleos associada à presença de buracos negros supermassivos, os chamados Núcleos Galácticos Ativos (AGN).

“A confirmação de um nivelamento ou mesmo diminuição da densidade da população estelar do disco dentro do raio do bojo galáctico implicará uma revisão retroativa das determinações da massa de bojos galácticos. Por sua vez, isto levará provavelmente a uma alteração na correlação entre a massa do bojo e do buraco negro supermassivo, e irá impor novos importantes limites nos modelos de formação de galáxias,” diz Polychronis Papaderos, da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa.

Um artigo foi publicado na revista científica Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Estudo sugere a existência de 600 luas em Júpiter

Novas detecções de luas candidatas sugerem que o rei dos planetas poderia ter centenas de satélites menores.

© Damian Peach (Júpiter e as luas Ganímedes e Europa)

Júpiter pode ter cerca de 600 luas medindo pelo menos 800 metros de diâmetro, de acordo com uma equipe de astrônomos canadenses. Eles apresentarão suas descobertas em 25 de setembro no Europlanet Science Congress 2020. A maioria das luas está em órbitas largas, irregulares e retrógradas. 

Nos últimos 20 anos, os astrônomos encontraram dezenas de pequenas luas jovianas graças ao avanço de grandes câmeras digitais. Em 2003, Scott Sheppard, da Carnegie Institution of Science, já estimava que o número de luas irregulares maiores que um quilômetro provavelmente seria em torno de cem. 

Agora, Edward Ashton, Matthew Beaudoin e Brett Gladman (University of British Columbia, Vancouver) detectaram cerca de quatro dúzias de novas luas jovianas possíveis que são ainda menores. Extrapolando da área do céu que eles pesquisaram (cerca de um grau quadrado), concluíram que pode haver cerca de 600 desses minúsculos objetos orbitando o planeta gigante. 

A equipe estudou 60 exposições de arquivo com 140 segundos de um campo perto de Júpiter, todas elas tiradas em um período de 3 horas em 8 de setembro de 2010, com a câmera MegaPrime de 340 megapixels no telescópio Canadá-França-Havaí em Mauna Kea. Os astrônomos combinaram digitalmente as imagens de 126 maneiras diferentes, uma para cada combinação possível de velocidade e direção na qual uma lua jupiteriana em potencial poderia se mover no céu. 

Este método revelou 52 objetos de magnitude 25,7, correspondendo a diâmetros de cerca de 800 metros. Sete das descobertas mais brilhantes revelaram ser satélites irregulares de Júpiter; as outras são quase certamente luas jovianas retrógradas, que orbitam o planeta na direção oposta à sua rotação.

Se essa pesquisa sensível de um grau quadrado já produz 45 luas anteriormente desconhecidas, os pesquisadores estimam que o número total de satélites dentro dessa faixa de tamanho deve ser em torno de 600. O número oficial atual de luas jovianas é 79. Veja: Como encontramos até agora as 79 luas de Júpiter. 

Sheppard (cuja equipe encontrou 20 novos satélites de Saturno no ano passado) não se surpreendeu com o novo resultado. “Usamos uma técnica semelhante de deslocamento e empilhamento para nossas descobertas da lua de Júpiter que foram anunciadas em 2018,” diz ele. “Em nosso artigo, também mencionamos detecções que não pudemos confirmar como luas, porque não as observamos durante os meses e anos necessários para determinar de forma confiável suas órbitas.” 

Da mesma forma, a equipe canadense ainda não pode reivindicar novas descobertas para suas 45 novas detecções, muito menos para as 600 extrapoladas. “Leva muito tempo de telescópio para obter órbitas confiáveis ​​para essas luas muito pequenas e numerosas; então é preciso decidir se isso é cientificamente valioso,” diz Sheppard. 

Atualmente não há planos para observações de acompanhamento das novas luas. No entanto, as pequenas luas certamente serão encontradas novamente por instrumentos futuros como o Observatório Vera C. Rubin.

As novas detecções levantam a questão de quão pequeno um objeto pode ser e ainda ser chamado de lua. Mas Sheppard não acredita que precisamos de “mais definição do que é uma lua”. De qualquer forma, a União Astronômica Internacional não nomeará luas planetárias menores que um quilômetro de tamanho.

Um artigo que descreve os resultados foi aceito para publicação no The Planetary Science Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Tempestade em movimento no planeta Júpiter

Uma tempestade brilhante com uma longa esteira turbulenta desloca-se sobre Júpiter nestas imagens telescópicas nítidas do gigante gasoso governante do Sistema Solar.

© Andy Casely (Júpiter e suas tempestades)

Captada em 26, 28 de agosto e 1º de setembro (da esquerda para a direita), a tempestade aproximadamente dobra de comprimento durante esse período. Estendendo-se ao longo do jato do Cinturão Temperado Norte do planeta, ele viaja para o leste em quadros sucessivos, passando pela Grande Mancha Vermelha e pela Oval BA esbranquiçada, famosas tempestades no hemisfério sul de Júpiter. As luas galileanas Calisto e Io são captadas na imagem do meio.

Na verdade, observadores seguindo Júpiter através de telescópios terrestres relataram surtos dramáticos de tempestades com rápido movimento nas últimas semanas no Cinturão Temperado Norte de Júpiter.

Fonte: NASA

Uma grande quantidade de estrelas

Muitas estrelas coloridas estão agrupadas nesta imagem do aglomerado globular NGC 1805, obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1805)

Este agrupamento compacto de milhares de estrelas está localizado próximo à borda da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. As estrelas orbitam próximas umas das outras, como um enxame de abelhas ao redor de uma colmeia. No centro denso de um desses aglomerados, as estrelas estão 100 a 1.000 vezes mais próximas do que as estrelas mais próximas do nosso Sol, tornando improváveis ​​os sistemas planetários ao seu redor. 

A diferença marcante nas cores das estrelas é ilustrada nesta imagem, que combina dois tipos diferentes de luz: estrelas azuis, que brilham mais intensamente em luz ultravioleta próximo, e estrelas vermelhas, iluminadas em vermelho e infravermelho próximo. Telescópios espaciais como o Hubble podem observar no ultravioleta porque estão posicionados acima da atmosfera da Terra, que absorve a maior parte desse comprimento de onda, tornando-o inacessível para instalações terrestres. 

Este jovem aglomerado globular pode ser visto do hemisfério sul, na constelação de Dorado. Normalmente, os aglomerados globulares contêm estrelas que nascem ao mesmo tempo; no entanto, NGC 1805 é incomum, pois parece hospedar duas populações diferentes de estrelas com idades de milhões de anos uma da outra. 

A observação de tais aglomerados de estrelas pode ajudar a entender como as estrelas evoluem e quais fatores determinam se elas terminam suas vidas como anãs brancas ou explodem como supernovas.

Fonte: NASA

Anã branca completa um giro a cada meio minuto!

O que você poderia fazer em menos de 30 segundos?

© ON/R. Cassaro (anã branca capturando matéria de sua companheira)

Uma equipe de cinco pesquisadores, sendo quatro deles de instituições brasileiras, revelou uma estrela de tamanho similar ao da Terra, de tipo anã branca, que precisa de apenas 29,6 segundos para completar um giro em torno de si. Enquanto a Terra completa o seu giro diário, essa estrela dá quase 3.000 giros e assim detém o recorde de rotação entre todas as anãs brancas conhecidas.

Anã branca é um dos possíveis estágios finais na evolução de uma estrela; é o destino da maioria das estrelas do Universo, como será o do nosso Sol. Uma anã branca tem massa similar à do Sol mas seu volume é equivalente ao da Terra. Portanto, um anã branca é extremamente densa: um volume equivalente ao de uma caixa de fósforo pequena teria aproximadamente 25 toneladas de matéria. Diferente do Sol, essa estrela tem uma companheira da qual captura parte de sua matéria e, juntas, formam um sistema binário chamado CTCV J2056-3014. Essas estrelas movem-se uma em torno da outra como o sistema Terra-Lua, e a distância entre elas, inclusive, é equivalente à distância entre a Terra e a Lua.

CTCV J2056-3014 está a uma distância de 850 anos-luz do Sol, o que é considerado pouco em escalas astronômicas. Assim, pode ser considerado um sistema na vizinhança do Sol. A esta distância nenhum telescópio atual consegue ver as duas estrelas desse sistema separadas, apenas o brilho combinado de ambas. 

O trabalho sobre CTCV J2056-3014 foi baseado em observações em raios X realizadas pelo telescópio espacial XMM-Newton da ESA, e na luz que é visível aos nossos olhos pelo telescópio Zeiss do Observatório do Pico dos Dias (OPD), no estado de Minas Gerais, gerenciado pelo Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA). 

A descoberta da equipe veio de observações que revelaram que a variação do brilho do sistema binário, tanto em raios X quanto na luz visível, se repete a cada 29,6 segundos. Tal variação está associada ao tempo de giro da anã branca. Antes desta descoberta, o período de rotação mais curto conhecido em uma anã branca era de 33 segundos. Existem poucas deste tipo conhecidas com período de rotação inferior a 100 segundos, sendo que o mais comum é a rotação durar de vários minutos a várias horas quando em sistemas binários, e alguns dias em estrelas "isoladas". 

“Investigar fenômenos astrofísicos extremos nos permite fazer avançar a Física sob condições que são difíceis ou mesmo impossíveis de serem produzidas em nossos laboratórios. O estudo de CTCV J2056-3014 tem implicações científicas importantes sobre interação entre matéria e campos magnéticos, que é de grande interesse em Física, e que nesse sistema se dá com matéria caindo sobre uma estrela magnetizada e em rotação elevada. O que foi observado em CTCV J2056-3014 abre horizontes para um melhor entendimento sobre estrutura e evolução estelar, e também sobre a origem de campos magnéticos em estrelas evoluídas,” ressalta o pesquisador Raimundo Lopes de Oliveira Filho, professor da Universidade Federal de Sergipe e do Observatório Nacional, que liderou o estudo. 

O sistema é do tipo polar intermediária, uma subclasse das variáveis cataclísmicas. O estudo mostrou também que CTCV J2056-3014 é um sistema modesto em sua emissão de luz em raios X quando comparado a sistemas de sua classe, e como tal passava sem ser percebido mesmo sendo nosso vizinho: vários desses sistemas devem estar igualmente ocultos. 

Este sistema é membro de um grupo ainda muito pequeno, exatamente por ser formado por sistemas pouco luminosos em raios X. Porém, descobertas recentes apontam que o grupo deve ser muito numeroso e estar entre os principais contribuintes de luz em raios X em nossa galáxia. “Decidimos estudar a CTCV2056 em raios X devido a indícios que obtivemos ao observá-la em luz visível em 2012. Descobrir que sua anã branca tem uma rotação tão rápida foi uma grande surpresa. Com este trabalho, temos uma estratégia para explorar o grupo ao qual pertence CTCV J2056-3014,” afirma Alexandre Soares de Oliveira, da Universidade do Vale do Paraíba, co-autor do trabalho. 

Os autores do estudo apontam uma forte evidência de que a anã branca de CTCV J2056-3014 tem um campo magnético mais fraco do que usualmente é visto em anãs brancas de sistemas do tipo polar intermediária, o que abre janelas para estudos de condições incomuns.

O campo magnético na superfície da anã branca de CTCV J2056-3014 é aproximadamente 1 milhão de vezes mais intenso que o da Terra e isso faz com que a matéria da estrela companheira que cai sobre a anã branca siga estruturas que podemos imaginar como tubos magnéticos. "A região onde essa estrutura magnética encontra a anã branca é onde ocorre a emissão que vemos em raios X e parte da que vemos na luz visível. Essa emissão varia periodicamente devido à rotação da anã branca e pode, assim, ser usada para medir o tempo de rotação," diz Claudia Vilega Rodrigues, pesquisadora do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE). A captura de matéria pela anã branca de CTCV J2056-3014 a fez girar mais e mais, até que ela atingiu uma situação de quase equilíbrio. 

“O estudo também é um belo exemplo de sinergia entre instrumentos de grande porte, como o satélite XMM-Newton, e telescópios pequenos, como o Zeiss do Observatório do Pico dos Dias, mostrando que equipamentos modestos tem o seu lugar na pesquisa mesmo na época de telescópios gigantes,” diz Albert Bruch, do Laboratório Nacional de Astrofísica.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Observatório Nacional

Mecanismo universal para a ejeção de matéria pelos buracos negros

Os buracos negros podem expulsar mil vezes mais matéria do que capturam.

© Adam Block/Judy Schmidt (NGC 4151)

O mecanismo que rege tanto a expulsão quanto a captura é o “disco de acreção”, constituído por uma grande quantidade de gás e poeira que espirala em torno do buraco negro, alcança velocidades extremamente elevadas, se aquece e emite luz e outras formas de radiação eletromagnética. Uma parte do material em movimento orbital é puxada em direção ao centro, desaparecendo atrás do chamado “horizonte de eventos”, a fronteira a partir da qual nem a matéria e nem a luz conseguem escapar. Outra parte, muito maior, é empurrada para fora e para longe pela própria pressão da radiação emitida pelo disco. 

Acredita-se que no centro de todas as galáxias existe um buraco negro supermassivo. Mas nem todas ainda têm, ou tiveram no passado, discos de acreção. As que têm são chamadas de galáxias de núcleos ativos. O modelo tradicional distingue duas fases no material acumulado na região central das galáxias de núcleos ativos: uma parte formada por gás ionizado em alta velocidade, composta pelo material ejetado pelo núcleo (outflow); e outra formada por moléculas, com velocidade menor, que pode vir a alimentar o núcleo. 

Um novo modelo, que integra as duas fases em um cenário único, foi proposto agora pelo pesquisador Daniel May, pós-doutorando do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP). “Verificamos que a fase molecular, que parece ter uma dinâmica completamente diferente da fase ionizada, também faz parte do outflow. Isso significa que há muito mais matéria sendo soprada para longe do centro. E que o núcleo ativo tem um papel muito mais importante na estruturação da galáxia como um todo,” diz May à Agência FAPESP. 

Recebeu apoio da FAPESP por meio das bolsas de doutorado e pós-doutorado concedidas ao pesquisador. João Steiner, professor titular do IAG-USP, que também assina o artigo, foi o orientador do doutoramento e é o supervisor do pós-doutoramento de May. 

O padrão foi identificado pelo pesquisador a partir do estudo de duas galáxias de núcleos ativos: a NGC 1068, investigada por ele em 2017, e a NGC 4151, investigada em 2020. A sigla NGC refere-se ao New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (Novo Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas), estabelecido no final do século 19. “Usando uma metodologia de tratamento de imagem muito meticulosa, identificamos o mesmo padrão em duas galáxias bastante diferentes. Hoje em dia, a maioria dos astrônomos está interessada em estudar amostras muito grandes de dados. Nosso trabalho seguiu o caminho oposto. Pesquisamos de forma quase artesanal as características individuais desses dois objetos,” relata May. 

“Nosso estudo sugere que, inicialmente, uma nuvem de gás molecular na região central da galáxia colapse e ative o seu núcleo, formando o disco de acreção. Os fótons emitidos pelo disco, que alcança um patamar de temperatura da ordem de milhão de graus, empurram a maior parte do gás para fora e para longe, enquanto uma parte menor é incorporada pelo próprio disco e, eventualmente, imerge no buraco negro. À medida que essa nuvem vai sendo soprada pelo disco, formam-se as duas fases distintas: a ionizada, devido à exposição ao disco; e a molecular, que fica à sombra da sua radiação. O que descobrimos foi que a parte molecular está totalmente vinculada à parte ionizada que compõe o outflow. Conseguimos relacionar as duas fases do gás, que antes eram concebidas como desconexas, e encaixar suas morfologias em um único cenário,” resume o pesquisador. 

O gás ionizado surge da fragmentação desse gás molecular. Enquanto se fragmenta, este vai sendo empurrado para fora, formando uma bolha quente em expansão, que atinge raios da ordem de 300 anos-luz. Para efeito de comparação, vale lembrar que esse raio é quase 70 vezes maior do que a distância da Terra a Proxima Centauri, a estrela que está mais perto do Sistema Solar. 

“Quando observamos a região central dessas duas galáxias, enxergamos essa enorme bolha de perfil, delineada por suas paredes de moléculas. Vemos essas paredes se fragmentando e o gás ionizado sendo empurrado para fora. O disco de acreção aparece como um ponto extremamente brilhante. Mas toda a informação que nos chega dele cai dentro de um pixel, de modo que não temos resolução suficiente para diferenciar suas possíveis partes. O buraco negro é conhecido apenas por meio de seus efeitos,” explica o pesquisador. 

No Universo antigo, havia muito mais gás disponível, de modo que o efeito de um processo como o descrito por ele era bem mais intenso. O que o pesquisador observou em galáxias relativamente próximas, como a NGC 1068 e a NGC 4151, é uma forma branda do que ocorreu em galáxias muito distantes, cujos núcleos ativos no passado remoto são detectados hoje na forma de quasares.

O estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Agência FAPESP

Ventos infravermelhos em erupção de um buraco negro de massa estelar

Pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) detectou pela primeira vez a emissão infravermelha constante de ventos produzidos durante a erupção de um buraco negro num binário de raios X.

© IAC/G. P. Díaz (erupção de um buraco negro)

Até agora, estes fluxos de material haviam sido detectados apenas em outros comprimentos de onda, como raios X ou no visível, dependendo da fase em que o buraco negro está consumindo o seu material circundante. Este estudo fornece a primeira evidência de que os ventos estão presentes ao longo da evolução do surto, independentemente da fase, e este é um passo em frente na nossa compreensão dos misteriosos processos de acreção dos buracos negros de massa estelar. 

Os binários de raios X, como o nome indica, são sistemas duplos que emitem forte radiação em raios X. São formados por um objeto compacto, normalmente um buraco negro, com uma companheira estelar. Os binários de raios X de baixa massa têm companheiras com massas iguais ou inferiores à do Sol. Nestes sistemas, os objetos orbitam tão perto um do outro que parte da massa estelar cai no poço gravitacional do buraco negro, formando um disco plano de material ao seu redor. Este processo é chamado de acreção, e o disco, de disco de acreção. 

Alguns binários de raios X, denominados transitórios ou transientes, mudam de estados quiescentes, nos quais a quantidade de massa acumulada no buraco negro é pequena e o seu brilho é muito baixo para ser detectado da Terra, para estados eruptivos nos quais o buraco negro tem um aumento no ritmo de acreção, de modo que o material no disco aquece, atingindo valores entre um e dez milhões Kelvin. Durante estas erupções, que podem durar de semanas a vários meses, o sistema emite um grande fluxo de raios X e o seu brilho aumenta várias magnitudes. 

Ainda não sabemos exatamente quais os processos físicos que ocorrem durante estes episódios de acreção. "Estes sistemas são locais onde a matéria está sujeita a campos gravitacionais que estão entre os mais fortes do Universo, de modo que os binários de raios X são laboratórios de física que a natureza nos fornece para o estudo de objetos compactos e do comportamento da matéria ao seu redor," explica Javier Sánchez Sierras, pesquisador do IAC e autor principal do artigo. 

Um dos processos físicos mais importantes que os cientistas precisam de entender é a liberação de material, ou ventos, durante os episódios de acreção.

A descoberta mostra ventos do buraco negro MAXI J1820+070 no infravermelho, durante a erupção que teve lugar durante 2018-2019. Nas últimas duas décadas, foram observados ventos em raios X durante a erupção, denominada suave, na qual a radiação emitida pelo disco de acreção é dominante, apresentando alta luminosidade. Mais recentemente, o mesmo grupo do IAC descobriu, em comprimentos de onda visíveis, ventos no estado de acreção forte, que é caracterizado pelo aparecimento de um jato, que sai essencialmente perpendicular ao disco de acreção e que emite fortemente em comprimentos de onda do rádio. 

O presente estudo mostra ventos infravermelhos que estão presentes durante os estados de acreção forte e suave, durante a evolução completa da erupção, de modo que a sua presença não depende do estado de acreção, e esta é a primeira vez que este tipo de ventos é observado. Os cientistas também conseguiram mostrar que as propriedades cinemáticas do vento são muito semelhantes às observadas em 2019 no visível, atingindo velocidades de até 1.800 km/s. 

Estes dados sugerem que o vento é o mesmo para os dois casos, mas a sua visibilidade muda o comprimento de onda durante a evolução da erupção, o que indicaria que o sistema está perdendo massa e também momento angular durante o processo de erupção. Estes resultados são muito importantes, pois acrescentam um novo elemento à imagem global dos ventos nestes sistemas e representam um passo adiante em direção ao objetivo de completar a compreensão dos processos de acreção nos buracos negros de massa estelar.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Hubble mapeia halo gigante em torno da galáxia de Andrômeda

Num estudo importante, cientistas usando o telescópio espacial Hubble mapearam o imenso invólucro de gás, chamado halo, em torno da galáxia de Andrômeda, a nossa grande vizinha galáctica mais próxima. 

© STScI/E. Wheatley (halo de Andrômeda)

Esta ilustração mostra a posição dos 43 quasares que usados para estudar o halo gasoso de Andrômeda.

Os cientistas ficaram surpresos ao descobrir que este halo tênue e quase invisível de plasma difuso se estende por 1,3 milhões de anos-luz a partir da galáxia, cerca de metade do caminho até à Via Láctea, e até 2 milhões de anos-luz em algumas direções. Isto significa que o halo de Andrômeda já está tocando no halo da nossa própria Galáxia. 

Também descobriram que o halo tem uma estrutura em camadas, com duas camadas principais de gás aninhadas e distintas. Este é o estudo mais compreensivo de um halo em torno de uma galáxia. 

Este reservatório de gás contém combustível para a futura formação estelar dentro da galáxia, bem como fluxos de eventos como supernovas. Está cheio de pistas sobre a evolução passada e futura da galáxia, e finalmente é possível estudá-lo em grande detalhe.

Um resultado provável do impacto da atividade de supernovas no disco da galáxia afetando mais diretamente o halo interno é a descoberta de uma grande quantidade de elementos pesados no halo gasoso de Andrômeda. Os elementos mais pesados são gerados nos interiores das estrelas e, em seguida, ejetados para o espaço, às vezes violentamente quando uma estrela morre. O halo é então contaminado com este material de explosões estelares. 

A galáxia de Andrômeda, também conhecida como M31, é uma espiral majestosa com talvez até 1 bilião de estrelas e comparável em tamanho à Via Láctea. A uma distância de 2,5 milhões de anos-luz, está tão perto de nós que a galáxia aparece como uma mancha de luz em forma de charuto no céu de outono. Se o seu halo gasoso pudesse ser visto a olho nu, teria cerca de três vezes a largura da Ursa Maior. 

Por meio de um programa chamado Projeto AMIGA (Absorption Map of Ionized Gas in Andromeda), o estudo examinou a luz de 43 quasares - os núcleos brilhantes e muito distantes de galáxias ativas alimentadas por buracos negros - localizados muito além de Andrômeda. Os quasares estão espalhados por trás do halo, permitindo que os cientistas investiguem várias regiões. Olhando através do halo para a luz dos quasares, foi observado como esta luz é absorvida pelo halo de M31 e como esta absorção muda em diferentes regiões. O imenso halo de Andrômeda é composto por gás ionizado e muito rarefeito que não emite radiação facilmente detectável. Portanto, rastrear a absorção de luz proveniente de uma fonte de fundo é a melhor maneira de estudar este material. 

Os pesquisadores usaram a capacidade única do COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble para estudar a luz ultravioleta dos quasares. A radiação ultravioleta é absorvida pela atmosfera da Terra, o que torna impossível a observação com telescópios terrestres. A equipe usou o COS para detectar carbono, silício e oxigênio ionizados. 

Em 2015, foi descoberto que o halo de Andrômeda é grande e massivo. Mas havia poucos indícios da sua complexidade; agora, foi mapeado em maior detalhe, levando a que o seu tamanho e massa sejam determinados com muito mais precisão. 

Como vivemos dentro da Via Láctea, não conseguimos interpretar facilmente a assinatura do halo da nossa própria Galáxia. No entanto, os halos de Andrômeda e da Via Láctea devem ser muito semelhantes. As duas galáxias estão em rota de colisão para formar uma galáxia elíptica gigante e o seu processo de fusão terá início daqui a mais ou menos 4 bilhões de anos. 

Os cientistas estudaram halos gasosos de galáxias mais distantes, mas estas galáxias são muito menores no céu, o que significa que o número de quasares de fundo brilhantes o suficiente, necessários para o estudo do halo, é geralmente apenas um por galáxia. A informação espacial é, portanto, essencialmente perdida. Graças à proximidade com a Terra, o halo gasoso de Andrômeda mostra-se gigante no céu, permitindo uma amostragem muito mais extensa. 

Andrômeda é a única galáxia no Universo para a qual esta experiência pode ser feita agora, e apenas com o Hubble. Somente com um futuro telescópio espacial ultravioleta será possível realizar rotineiramente este tipo de experiência para outras galáxias que não as aproximadamente 30 galáxias que compõem o Grupo Local. 

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A mais massiva fonte de ondas gravitacionais até agora

Uma fusão de um buraco negro binário provavelmente produziu ondas gravitacionais iguais à energia de oito sóis.

© Mark Myers/OzGrav (ilustração de dois buracos prestes a se colidirem)

Apesar de todo este vasto vazio, o Universo está repleto de atividade na forma de ondas gravitacionais. Produzidas por fenômenos astrofísicos extremos, estas reverberações ondulam e sacodem o tecido do espaço-tempo, como o toque de um sino cósmico.

Agora, os pesquisadores detectaram um sinal do que pode ser a fusão de buracos negros mais massiva já observada em ondas gravitacionais. O resultado desta fusão é a primeira detecção clara de um buraco negro de "massa intermediária", com uma massa entre 100 e 1.000 vezes a do Sol. 

O sinal, rotulado de GW190521 e ocorrido no dia 21 de maio de 2019, foi detectado com o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), um par de interferômetros idênticos com 4 km de comprimento situados nos EUA; e com o Virgo, um detector de 3 quilômetros de comprimento na Itália. 

O sinal é extremamente breve, durando menos de um-décimo de segundo. GW190521 foi gerado por uma fonte que está a cerca de 5 gigaparsecs de distância, quando o Universo tinha cerca de metade da sua idade, tornando-o uma das fontes de ondas gravitacionais mais distantes detectadas até agora.

Quanto ao que produziu este sinal, com base num poderoso conjunto de ferramentas computacionais e de modelagem de última geração, os cientistas pensam que GW190521 foi provavelmente gerado por uma fusão entre dois buracos negros com propriedades incomuns.

Quase todos os sinais de ondas gravitacionais confirmados até agora foram provenientes de uma fusão binária, ou entre dois buracos negros ou duas estrelas de nêutrons. Esta fusão mais recente parece ser a mais massiva até agora, envolvendo dois buracos negros com massas de aproximadamente 85 e 66 vezes a massa do Sol.

A equipe do LIGO-Virgo também mediu a rotação de cada buraco negro e descobriu que, à medida que os buracos negros orbitavam cada vez mais próximos um do outro, podiam também estar girando sob os seus próprios eixos, em ângulos que estavam fora de alinhamento com o eixo da sua órbita. As rotações desalinhadas dos buracos negros provavelmente provocaram a oscilação das suas órbitas, ou "precessão", à medida que os dois objetos espiralavam um em direção ao outro.

O novo sinal provavelmente representa o instante em que os dois buracos negros se fundiram. A fusão criou um buraco negro ainda mais massivo, com cerca de 142 massas solares, e liberou uma enorme quantidade de energia, equivalente a cerca de 8 massas solares, espalhada por todo o Universo na forma de ondas gravitacionais.

As massas excepcionalmente grandes dos dois buracos negros, bem como o buraco negro final, levantam uma série de questões sobre a sua formação. 

Todos os buracos negros observados até ao momento enquadram-se numa de duas categorias: buracos negros de massa estelar, que têm desde algumas massas solares até dezenas de massas solares e pensa-se serem formados quando estrelas massivas morrem; ou buracos negros supermassivos, como aquele no centro da Via Láctea, que variam de centenas de milhares a bilhões de vezes a massa do nosso Sol.

No entanto, o buraco negro final de 142 massas solares produzido pela fusão GW190521 está dentro de uma faixa de massa intermediária entre os buracos negros de massa estelar e os supermassivos, o primeiro do seu tipo já detectado.

Os dois buracos negros progenitores que produziram o buraco negro final também parecem ser únicos no seu tamanho. São tão massivos que os cientistas suspeitam que um ou ambos podem não ter sido formados a partir do colapso de uma estrela, como acontece com a maioria dos buracos negros de massa estelar.

De acordo com a física da evolução estelar, a pressão externa dos fótons e do gás no núcleo de uma estrela suporta-o contra a força da gravidade que o empurra para dentro, de modo que a estrela é estável, como o Sol. Depois do núcleo de uma estrela massiva fundir elementos pesados como o ferro, já não consegue mais produzir pressão suficiente para sustentar as camadas externas. Quando esta pressão externa é menor do que a da gravidade, a estrela colapsa sob o seu próprio peso, numa explosão chamada supernova de colapso do núcleo, que pode deixar para trás um buraco negro.

Este processo pode explicar como estrelas com 130 vezes a massa do Sol podem produzir buracos negros com até 65 massas solares. Mas para estrelas mais massivas, pensa-se que tenha início um fenômeno conhecido como "instabilidade de par". 

Quando os fótons do núcleo se tornam extremamente energéticos, podem transformar-se em pares de elétrons e antielétrons. Estes pares geram menos pressão do que os fótons, fazendo com que a estrela se torne instável contra o colapso gravitacional, e a explosão resultante é forte o suficiente para não deixar nada para trás. Estrelas ainda mais massivas, acima das 200 massas solares, acabariam por colapsar diretamente num buraco negro com pelo menos 120 massas solares. Uma estrela em colapso, portanto, não deve ser capaz de produzir um buraco negro entre 65 e 120 massas solares, uma faixa que é conhecida como "intervalo de massa de instabilidade de par." 

Mas agora, o mais pesado dos dois buracos negros que produziu o sinal GW190521, com 85 vezes a massa do Sol, é o primeiro até agora detectado dentro do intervalo de massa de instabilidade de par. 

Uma possibilidade, que os pesquisadores consideram no seu segundo artigo, é a de uma fusão hierárquica, em que os próprios dois buracos negros progenitores podem ter-se formado a partir da fusão de dois buracos negros menores, antes de migrarem juntos e eventualmente se fundirem. 

Permanecem muitas perguntas no que toca a GW190521. 

Ao mesmo tempo que os detectores LIGO e Virgo escutam as ondas gravitacionais passando pela Terra, buscas automatizadas vasculham os novos dados à procura de sinais interessantes. Estas pesquisas podem usar dois métodos diferentes: algoritmos que identificam padrões de onda específicos nos dados que podem ter sido produzidos por sistemas binários compactos; e pesquisas de "surtos" mais gerais, que procuram essencialmente algo fora do comum.

No caso de GW190521, foi uma pesquisa em rajada que captou o sinal um pouco mais claramente, abrindo a chance muito pequena de que as ondas gravitacionais surgissem de algo que não uma fusão binária. 

Mas e se algo inteiramente novo tivesse produzido estas ondas gravitacionais? 

É uma perspetiva tentadora, e no seu artigo os cientistas consideram brevemente outras fontes no Universo que podem ter produzido o sinal que detectaram. Por exemplo, talvez as ondas gravitacionais tenham sido emitidas por uma estrela em colapso na nossa Galáxia. O sinal também pode ser de uma cadeia cósmica produzida logo após o Universo "inchar" nos primeiros momentos, embora nenhuma destas possibilidades exóticas corresponda aos dados tão bem quanto uma fusão binária. 

O fenômeno foi relatado em dois artigos publicados esta semana. Um, publicado na revista Physical Review Letters, detalha a descoberta, e o outro, na The Astrophysical Journal Letters, discute as propriedades físicas do sinal e as implicações astrofísicas.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Disco de formação planetária dilacerado por suas três estrelas centrais

Uma equipe de astrônomos encontrou a primeira evidência direta de que grupos de estrelas podem desfazer os seus discos de formação planetária, deixando-os distorcidos e com anéis inclinados.

© ALMA/SPHERE (GW Orionis)

A imagem ALMA (à esquerda) mostra a estrutura anelar do disco, com o anel mais interno separado do resto do disco. As observações SPHERE (à direita) permitiram observar pela primeira vez a sombra que este anel lança sobre o resto do disco, o que tornou possível reconstruir a sua forma distorcida.

Esta nova pesquisa sugere que planetas exóticos podem se formar em anéis inclinados em discos distorcidos ao redor de estrelas múltiplas. Estes resultados foram obtidos graças às observações com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). 

O nosso Sistema Solar é notavelmente plano, com os planetas orbitando todos no mesmo plano. No entanto, este não é sempre o caso, especialmente em discos de formação planetária situados em torno de estrelas múltiplas, tal como acontece com o objeto deste novo estudo: GW Orionis. Este sistema, localizado a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra na constelação de Órion, tem três estrelas e um disco deformado e quebrado ao seu redor. O anel desalinhado situa-se na parte interna do disco, próximo às três estrelas. 

Esta pesquisa revela também que o anel interno contém 30 massas terrestres de poeira, o que pode ser suficiente para formar planetas. 

"Qualquer planeta que se forme dentro do anel desalinhado irá orbitar as estrelas em órbitas muito oblíquas. Prevemos descobrir muitos planetas em órbitas oblíquas bastante separadas em futuras campanhas de obtenção de imagens de planetas, por exemplo com o ELT," diz Alexander Kreplin, membro da equipe da Universidade de Exeter, referindo-se ao Extremely Large Telescope do ESO, previsto para começar a trabalhar em meados desta década. O fato de mais de metade das estrelas no céu nascer com uma ou mais companheiras, gera expectativas interessantes: a possível existência de uma população desconhecida de exoplanetas que orbitam as suas estrelas em órbitas muito inclinadas e distantes.

Para chegar a estas conclusões, a equipe observou GW Orionis durante 11 anos. A campanha começou em 2008 com o instrumento AMBER e posteriormente o GRAVITY, ambos montados no Interferômetro do VLT do ESO, o qual combina a radiação coletada por diferentes telescópios do VLT. Estes instrumentos foram utilizados para estudar a dança gravitacional das três estrelas do sistema e mapear as suas órbitas. “Descobrimos que as três estrelas não orbitam no mesmo plano, mas têm as suas órbitas desalinhadas relativamente umas às outras e relativamente ao disco,” explica Alison Young, também membro da equipe das Universidades de Exeter e Leicester. 

Os cientistas observaram também este sistema com o instrumento SPHERE, montado no VLT, e com o ALMA, do qual o ESO é um parceiro, tendo conseguido obter imagens do anel interno, o que confirmou o seu desalinhamento. O SPHERE do ESO também lhes permitiu ver pela primeira vez a sombra que este anel lança no resto do disco, o que ajudou a determinar a forma tridimensional do anel e do disco em geral. 

A equipe internacional, que inclui pesquisadores do Reino Unido, Bélgica, Chile, França e Estados Unidos, combinou suas observações exaustivas com simulações computacionais para compreender o que tinha acontecido ao sistema. Pela primeira vez, eles foram capazes de vincular claramente os desalinhamentos observados ao teórico “efeito de ruptura do disco”, o que sugere que a atração gravitacional conflituosa das estrelas nos diferentes planos pode efetivamente deformar e quebrar seus discos. 

As simulações mostraram que o desalinhamento das órbitas das três estrelas pode fazer com que o disco que as rodeia se parta em anéis distintos, o que é exatamente o que vemos nestas observações. A forma observada do anel interior corresponde também às previsões de simulações numéricas de como o disco se parte nestas condições. 

Curiosamente, outra equipe, que estudou o mesmo sistema com o auxílio do ALMA, pensa que é necessário outro ingrediente para explicar este sistema. ”Pensamos que é necessária a presença de um planeta entre estes anéis para explicar porque é que o disco se partiu,” diz Jiaqing Bi da Universidade Victoria no Canadá, que liderou um estudo sobre GW Orionis publicado em maio deste ano na revista The Astrophysical Journal. Esta equipe identificou três anéis de poeira nas observações ALMA, sendo o anel mais externo o maior já observado em discos de formação planetária. 

Observações futuras com o ELT do ESO e outros telescópios poderão ajudar os astrônomos a desvendar completamente a natureza de GW Orionis e a revelar planetas jovens em formação em torno das suas três estrelas. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo “A triple star system with a misaligned and warped circumstellar disk shaped by disk tearing”, que será publicado na revista Science.

Fonte: ESO