Tromba d'água galáctica

Nesta imagem espetacular captada pelo telescópio espacial Hubble, a galáxia NGC 2799 (à esquerda) está aparentemente sendo puxada para o centro da galáxia NGC 2798 (à direita).

© Hubble (Arp 283)

Essas galáxias em interação, também denominada Arp 283, exercem influência umas sobre as outras, o que pode eventualmente resultar em uma fusão ou formação única.

Essas duas galáxias aparentemente formaram uma tromba d'água lateral, com estrelas da NGC 2799 parecendo cair na NGC 2798 quase como gotas d'água. As fusões galácticas podem ocorrer ao longo de várias centenas de milhões a mais de um bilhão de anos. 

Embora se possa pensar que a fusão de duas galáxias seria catastrófica para os sistemas estelares internos, a grande quantidade de espaço entre as estrelas significa que as colisões estelares são improváveis e as estrelas normalmente passam uma pela outra.

Fonte: NASA

Cygnus: Nebulosas da Bolha de Sabão e Crescente

Essas nuvens de gás e poeira derivam através de ricos campos de estrelas ao longo do plano de nossa Via Láctea em direção à constelação de Cygnus.

© Wissam Ayoub (Nebulosas da Bolha de Sabão e Crescente)

Presos no campo de visão telescópica estão a Nebulosa da Bolha de Sabão (canto inferior esquerdo), denominada PN G75.5+1.7, e a Nebulosa Crescente (canto superior direito). Ambas foram formadas em uma fase final da vida de uma estrela. Também conhecida como NGC 6888, a Nebulosa Crescente teve a forma devido a sua brilhante estrela Wolf-Rayet massiva e central, a WR 136, que se desprendeu de seu envelope externo em um forte vento estelar. 

Queimando combustível a uma taxa prodigiosa, a WR 136 está perto do fim de uma curta vida que deve terminar em uma explosão espetacular de supernova. Descoberta em 2013, a Nebulosa da Bolha de Sabão é provavelmente uma nebulosa planetária, ou seja, a cobertura final de uma estrela semelhante ao Sol de menor massa e de vida longa, destinada a se tornar uma anã branca que esfria lentamente. 

Ambas as mortalhas estelares estão a 5.000 anos-luz ou mais distantes. A Nebulosa Crescente é maior e tem cerca de 25 anos-luz de diâmetro.

Fonte: ESA

Metal vaporizado na atmosfera de um exoplaneta

Uma equipe internacional de pesquisadores, liderada pelo NCCR PlanetS (National Centre of Competence in Research PlanetS) da Universidade de Berna e pela Universidade de Genebra, estudou a atmosfera do exoplaneta ultraquente WASP-121b, encontrando vários metais gasosos.

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

O WASP-121b é um exoplaneta localizado a 850 anos-luz da Terra, que orbita a sua estrela em menos de dois dias. O WASP-121b está muito perto da sua estrela, cerca de 40 vezes mais perto do que a distância Terra-Sol. Esta proximidade é também o principal motivo da sua temperatura extremamente alta, cerca de 2.500 a 3.000 graus Celsius. Isto torna-o um objeto de estudo ideal para aprender mais sobre mundos superquentes. 

Os astrônomos examinaram dados que foram recolhidos pelo espectrógrafo HARPS de alta resolução, sendo capazes de mostrar que existem na atmosfera de WASP-121b um total de pelo menos sete metais gasosos.

O WASP-121b tem sido estudado extensivamente desde a sua descoberta. Presumindo que os planetas ultraquentes têm atmosferas bastante simples porque poucos elementos químicos complexos se conseguem formar num calor tão abrasador. Então, como é que o WASP-121b atingiu esta complexidade tão inesperada? 

Suspeitava-se que as moléculas contendo o metal relativamente raro vanádio era a principal causa da complexa atmosfera de WASP-121b. No entanto, isto só faria sentido se um metal mais comum, o titânio, estivesse ausente na atmosfera. Então, os pesquisadores começaram à procura de outra explicação. Porém, foi encontrada fortes assinaturas de vanádio nas observações e também não havia titânio.

Mas a equipe fez outras descobertas inesperadas. Além do vanádio, descobriram recentemente seis outros metais na atmosfera de WASP-121b: ferro, crômio, cálcio, sódio, magnésio e níquel.

Estes resultados tão detalhados, por exemplo, permitem obter conclusões sobre os processos químicos que ocorrem em tais planetas. Esta é uma capacidade crucial para um futuro não muito distante, quando forem desenvolvidos telescópios e espectrógrafos maiores e mais sensíveis. Estes permitirão estudar as propriedades de planetas rochosos, menores e frios, parecidos com a Terra. 

Os resultados foram publicados recentemente na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Universität Bern

Raios X perduram anos após colisão de estrelas de nêutrons

Já se passaram três anos desde a detecção histórica de ondas gravitacionais oriundas da fusão de duas estrelas de nêutrons.

© E. Troja (colisão de duas estrelas de nêutrons na galáxia NGC 4993)

E desde aquele dia que uma equipe internacional de pesquisadores, incluindo o astrofísico Bing Zhang da Universidade do Nevada, Las Vegas, EUA, tem vindo a monitorar continuamente as emissões subsequentes de radiação a fim de fornecer a imagem mais completa de tal evento. 

A sua análise fornece explicações possíveis para os raios X que continuaram irradiando da colisão muito depois do que os modelos previam que parasse. O estudo também revela que os modelos atuais de estrelas de nêutrons carecem de informações importantes.

É uma nova fase da compreensão das estrelas de nêutrons, pois todos os modelos não previam a presença de raios X, que foi observado 1.000 dias após a detecção do evento de colisão.

A fusão de estrelas de nêutrons, GW170817, foi identificada pela primeira vez graças a ondas gravitacionais detectadas no dia 17 de agosto de 2017. Em poucas horas, telescópios de todo o mundo começaram a observar no espectro eletromagnético, incluindo raios gama e luz emitida pela explosão. Foi a primeira e única vez que os astrônomos foram capazes de observar a radiação associada às ondas gravitacionais, embora já soubessem há muito que esta radiação existe. Todas as outras ondas gravitacionais observadas até à data tiveram origem em eventos que estão demasiado distantes ou que não emitem radiação eletromagnética brilhante o suficiente para ser detectada da Terra. 

Segundos após a detecção de GW170817, os cientistas registaram o jato inicial de energia, conhecido como GRB (Gamma-Ray Burst), depois uma quilonova mais lenta, uma nuvem de gás que explodiu depois do jato inicial. A luz da quilonova durou cerca de três semanas e depois desvaneceu. Entretanto, nove dias depois da detecção da primeira onda gravitacional, os telescópios captaram algo que nunca tinham observado antes: raios X. 

Os modelos científicos baseados na astrofísica conhecida previram que, à medida que o jato inicial de uma colisão de estrelas de nêutrons se move através do espaço interestelar, este cria a sua própria onda de choque, que emite raios X, ondas de rádio e luz. Isto é conhecido como brilho residual. Observou-se que esta pós-luminescência aumentou no início, atingiu o seu pico cerca de 160 dias após a detecção das ondas gravitacionais e depois diminuiu rapidamente. Depois de três anos, as ondas rádio e a luz desapareceram, mas os raios X permanecem. Foram observados pela última vez pelo observatório de raios X Chandra dois anos e meio depois da detecção inicial de GW170817.

O estudo sugere algumas explicações possíveis para as emissões de raios X de longa duração. Uma possibilidade é que estes raios X representam uma característica completamente nova do pós-brilho de uma colisão, e que a dinâmica de uma explosão de raios gama é talvez, de alguma forma, diferente do esperado. Outra possibilidade é que a quilonova e a nuvem de gás em expansão, por trás do jato inicial de radiação, possam ter criado a sua própria onda de choque que demorou mais para chegar à Terra. Uma terceira possibilidade é que algo pode ter sido deixado para trás após a colisão, talvez o remanescente de uma massiva estrela de nêutrons que emite raios X. 

Esta terceira possibilidade é intrigante, porque colocará uma restrição importante na equação pouco conhecida do estado da matéria nuclear. O monitoramento a longo prazo da radiação eletromagnética, desta e de outras futuras fusões de estrelas de nêutrons binárias, ajudará a resolver este problema fundamental da física. 

São necessárias muitas mais análises antes que os pesquisadores possam confirmar exatamente de onde vieram os raios X remanescentes. Algumas respostas podem já chegar em dezembro, quando o telescópio Chandra observar novamente a fonte de GW170817.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

Últimos momentos de uma estrela devorada por um buraco negro

Com o auxílio de telescópios do ESO e de outras organizações de todo o mundo, os astrônomos observaram uma rara explosão luminosa de uma estrela sendo dilacerada por um buraco negro supermassivo.

© ESO/M. Kornmesser (espaguetificação de estrela por buraco negro)

Este fenômeno, conhecido por evento de ruptura de marés, se trata do mais próximo de nós registrado até hoje, a pouco mais de 215 milhões de anos-luz de distância da Terra, e foi estudado com um detalhe sem precedentes.

“A ideia de que um buraco negro 'sugando' uma estrela próxima parece saída da ficção científica. Mas é exatamente o que acontece num evento de ruptura de marés,” diz Matt Nicholl, professor e pesquisador da Royal Astronomical Society na Universidade de Birmingham, Reino Unido, e autor principal deste novo estudo. Estes eventos de ruptura de marés, onde a estrela é sujeita ao algo chamado “espaguetificação” quando está sendo sugada por um buraco negro, são raros e nem sempre fáceis de estudar. 

A equipe de pesquisadores utilizou o Very Large Telescope (VLT) e o New Technology Telescope (NTT), ambos do ESO, para observar um clarão de luz registrado o ano passado perto de um buraco negro supermassivo, para investigar em detalhes o que acontece quando uma estrela é devorada por tal objeto. 

Quando uma estrela azarada se aproxima demais de um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia, a extrema atração gravitacional exercida pelo buraco negro desfaz a estrela em finas correntes de matéria. Quando alguns destes fios finos de material estelar caem no buraco negro durante este processo de espaguetificação, é liberado um clarão brilhante de energia que pode ser detectado pelos astrônomos.

Apesar de brilhante e forte, até agora os astrônomos tinham tido dificuldade em analisar este clarão de luz, devido ao fato deste se encontrar frequentemente obscurecido por uma "cortina" de poeira e restos de material. Mas agora os astrônomos conseguiram finalmente obter pistas sobre a origem desta cortina. 

“Descobrimos que, quando um buraco negro devora uma estrela, pode lançar uma quantidade de material para o exterior, que nos obstrui a visão,” explica Samantha Oates, também da Universidade de Birmingham. Isto ocorre porque a energia liberada, quando o buraco negro “devora” o material estelar, faz com que os restos da estrela sejam lançados para o exterior. 

Esta descoberta foi possível porque o evento de ruptura de marés que a equipe estudou, AT2019qiz, foi descoberto pouco tempo depois da estrela ter sido desfeita. “Como apanhamos o evento cedo, pudemos ver a cortina de poeira e restos sendo criada à medida que o buraco negro lançava para o exterior uma poderosa corrente de matéria com velocidades de até 10.000 km/s,” diz Kate Alexander, bolsista Einstein da NASA na Universidade Northwestern, EUA. “Esta única 'espiada atrás da cortina' nos proporcionou a primeira oportunidade de localizar a origem do material ocultante e seguir em tempo real como é que engolfa o buraco negro.” 

A equipe observou AT2019qiz, situado numa galáxia espiral na constelação de Eridano, durante um período de 6 meses, vendo o clarão luminoso aumentar de intensidade e depois desvanecer.

Foram feitas observações múltiplas do evento durante os meses seguintes em instalações que incluiram o X-shooter e o EFOSC2, instrumentos potentes montados no VLT e no NTT, situados no Chile. As rápidas e extensas observações no ultravioleta, óptico, raios X e ondas rádio revelaram, pela primeira vez, uma ligação direta entre o material que é arrancado da estrela e o clarão brilhante que é emitido quando esta é devorada pelo buraco negro. 

“As observações mostraram que a estrela tinha aproximadamente a mesma massa que o nosso Sol e que perdeu cerca de metade desta massa para o buraco negro gigante, o qual apresenta mais de um milhão de vezes a massa da estrela,” diz Nicholl.

A pesquisa nos ajuda a entender melhor os buracos negros supermassivos e como a matéria se comporta nos ambientes de extrema gravidade ao seu redor. A equipe diz que AT2019qiz pode até ser uma “pedra de Roseta” para interpretar futuras observações de eventos de ruptura de marés. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, previsto para começar a observar em meados desta década, permitirá a detecção destes eventos cada vez mais tênues e rápidos, ajudando assim a desvendar mais mistérios da física dos buracos negros. 

Esta pesquisa foi publicada no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Uma explosão de formação estelar

Esta imagem, obtida com o telescópio espacial Hubble, mostra uma classe especial de berçário formador de estrelas conhecido como Free-floating Evaporating Gaseous Globules (frEGGs).

© Hubble (J025157.5+600606)

Este objeto é formalmente conhecido como J025157.5+600606. Quando uma nova estrela massiva começa a brilhar ainda dentro da nuvem molecular fria da qual se formou, sua radiação energética pode ionizar o hidrogênio da nuvem e criar uma grande bolha quente de gás ionizado. 

Surpreendentemente, localizados dentro desta bolha de gás quente ao redor de uma estrela massiva próxima estão os frEGGs: glóbulos compactos escuros de poeira e gás, alguns dos quais estão dando origem a estrelas de baixa massa. O limite entre o frEGG frio e a bolha de gás quente é visto como as bordas roxas/azuis brilhantes nesta imagem fascinante.

Fonte: ESA

Estrelas e planetas crescendo juntos

Uma equipe internacional de cientistas liderada por Dominique Segura-Cox do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre na Alemanha teve como alvo a protoestrela IRS 63 com auxílio do radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

© MPE/Herschel (densa região L1709)

A densa região L1709 na Nuvem Molecular de Ofiúco, mapeada pelo telescópio espacial Herschel, que rodeia e alimenta material à muito mais pequena protoestrela IRS 63 e ao seu disco de formação planetária (posição assinalada pela cruz preta).

Este sistema está a 470 anos-luz da Terra e encontra-se nas profundezas da nuvem interestelar L1709, na direção da constelação de Ofiúco. As protoestrelas tão jovens quanto IRS 63 ainda estão envoltas num grande e massivo invólucro de gás e poeira, e a protoestrela e o seu disco alimentam-se deste reservatório de material. 

Foram previamente detectados anéis de poeira, em grande número, em sistemas com mais de 1 milhão de anos, depois das protoestrelas terminarem de reunir a maior parte da sua massa. IRS 63 é diferente: com menos de 500.000 anos, tem menos de metade da idade de outras estrelas jovens com anéis de poeira e a protoestrela ainda crescerá significativamente de massa. Os anéis do disco em torno de IRS 63 são tão jovens. Nota-se que as protoestrelas e os planetas crescem e evoluem juntos desde os primeiros tempos. 

Os planetas enfrentam alguns obstáculos sérios durante os seus estágios iniciais de formação. Eles precisam de crescer a partir de minúsculas partículas de poeira, menores que o típico pó das nossas casas aqui na Terra. Os anéis no disco de IRS 63 são enormes amontoados de poeira, prontos para se combinarem em planetas. No entanto, mesmo depois da poeira se aglomerar para formar um embrião planetário, o planeta ainda em formação pode desaparecer espiralando para dentro, sendo consumido pela protoestrela central. Se os planetas começarem a formar-se muito cedo e a grandes distâncias da protoestrela, podem melhor sobreviver a este processo. 

Os pesquisadores descobriram que existem cerca de 0,5 massas de Júpiter de poeira no jovem disco de IRS 63 a mais de 20 UA do seu centro (uma distância idêntica à órbita de Urano no nosso Sistema Solar). Isto sem contar com a quantidade de gás, que pode totalizar até 100 vezes mais material. São necessárias pelo menos 0,03 massas de Júpiter de material sólido para formar um núcleo planetário que irá acretar gás de forma eficiente e crescer para formar um planeta gigante gasoso. 

Jaime Pineda, membro da equipe e também do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, acrescenta: "Estes resultados mostram que devemos concentrar-nos nos sistemas mais jovens para entender verdadeiramente a formação planetária". 

Por exemplo, há cada vez mais evidências de que Júpiter pode realmente ter-se formado muito mais longe no Sistema Solar, para lá da órbita de Netuno, e depois migrado para dentro até à sua posição atual. Da mesma forma, a poeira em torno de IRS 63 mostra que há material suficiente, longe da protoestrela, e num estágio jovem o suficiente, para que este análogo do Sistema Solar forme planetas do mesmo modo que se suspeita que Júpiter se tenha formado. 

"O tamanho do disco é muito semelhante ao do nosso próprio Sistema Solar", explica Segura-Cox. "Até a massa da protoestrela é um pouco menor que a do nosso Sol. O estudo destes discos jovens, formadores de planetas, em torno de protoestrelas, pode dar-nos importantes informações sobre as nossas próprias origens."

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Detectando a matéria escura

Um astrofísico da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, está procurando, na luz que vem de um objeto celeste distante e extremamente poderoso, o que pode ser a substância mais elusiva do Universo: a matéria escura.

© Chandra/M. Weiss (buraco negro supermassivo Sgr A* e magnetar PSR J1745-2900)

Em dois estudos recentes, Jeremy Darling, professor do Departamento de Ciências Astrofísicas e Planetárias, examinou atentamente PSR J1745-2900. Este corpo é um magnetar, um tipo de estrela colapsada que gera um campo magnético incrivelmente forte.

Ele explicou que a matéria escura é uma espécie de cola cósmica, uma partícula ainda não identificada que constitui cerca de 27% da massa do Universo e que ajuda a unir galáxias como a nossa Via Láctea. Até ao momento, os cientistas lideraram a caça a esta matéria invisível usando equipamento de laboratório. 

Darling adotou uma abordagem diferente na sua última pesquisa: com base em dados de telescópio, está examinando PSR J1745-2900 para ver se consegue detectar os sinais fracos de um candidato a matéria escura - uma partícula chamada áxion - transformando-se em luz. Até agora, a investigação não deu frutos. Mas os seus resultados podem ajudar os físicos que trabalham em laboratórios de todo o mundo a restringir as suas próprias caças ao áxion.

Este magnetar orbita o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea a uma distância de menos de um ano-luz. E é uma força da natureza: PSR J1745-2900 gera um campo magnético que é cerca de bilhões de vezes mais poderoso do que o imã mais poderoso da Terra. Os magnetares têm todo o campo magnético de uma estrela, mas estão reduzidos a um volume com aproximadamente 20 km de diâmetro.

Os cientistas ainda não localizaram um único áxion, uma partícula teórica proposta pela primeira vez na década de 1970. No entanto, os físicos preveem que estes fragmentos efêmeros de matéria podem ter sido criados em números monumentais durante o início do Universo, e em quantidades grandes o suficiente para explicar a massa extra do cosmos da matéria escura. De acordo com a teoria, os áxions são bilhões ou até trilhões de vezes mais leves do que os elétrons e raramente interagem com o seu ambiente.

Isso torna-os quase impossíveis de observar, com uma grande exceção: se um áxion passa por um campo magnético forte, pode transformar-se em luz que poderiam teoricamente serem detectados. 

Os cientistas, incluindo uma equipe do JILA (Joint Institute for Laboratory Astrophysics), no campus da Universidade do Colorado em Boulder, usaram campos magnéticos gerados em laboratório para tentar capturar esta transição em ação. Darling e outros cientistas tiveram uma ideia diferente: porque não tentar a mesma pesquisa, mas numa escala muito maior?

Para fazer uso do campo magnético natural dos magnetares, Darling baseou-se em observações de PSR J1745-2900 obtidas pelo VLA (Karl G. Jansky Very Large Array). Se o magnetar estivesse, de fato, transformando áxions em luz, esta metamorfose poderia aparecer na radiação que emerge da estrela colapsada. 

O esforço é um pouco como procurar uma única agulha num palheiro muito, muito grande. Darling disse que, embora os teóricos tenham colocado limites sobre o quão massivos os áxions podem ser, estas partículas ainda podem ter uma ampla gama de massas possíveis. Cada destas massas, por sua vez, produziria luz com um comprimento de onda específico, quase como uma impressão digital deixada pela matéria escura. 

Darling ainda não localizou nenhum destes comprimentos de onda distintos na luz que vem do magnetar. Mas ele foi capaz de usar as observações para examinar a possível existência de áxions na mais ampla gama de massas até agora, nada mal para a sua primeira tentativa. Ele acrescentou que estes levantamentos podem complementar o trabalho que decorre em experiências laboratoriais. 

Darling planeja continuar a sua própria busca, o que significa olhar ainda mais de perto o magnetar no centro da nossa Galáxia.

Os resultados do estudo foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e Physical Review Letters.

Fonte: University of Colorado

Espetacular animação de supernova através do Hubble

O telescópio espacial Hubble rastreou a luz desvanecente de uma supernova na galáxia espiral NGC 2525, localizada a 70 milhões de anos-luz de distância. 

© Hubble (NGC 2525)

Supernovas como esta podem ser usadas como "fitas métricas" cósmicas, permitindo que os astrônomos calculem a distância às suas galáxias. O Hubble captou estas imagens como parte de uma das suas principais investigações, medindo o ritmo de expansão do Universo, o que pode ajudar a responder a questões fundamentais sobre a própria natureza do Universo.

A supernova, formalmente conhecida como SN2018gv, foi detectada pela primeira vez em meados de janeiro de 2018. O telescópio espacial Hubble começou a observar o grande brilho da supernova em fevereiro de 2018 como parte do programa de pesquisa liderado pelo pesquisador e laureado com o Prêmio Nobel, Adam Riess do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, EUA. As imagens do Hubble estão centradas na galáxia espiral barrada NGC 2525, que está localizada na constelação de Popa, no hemisfério sul. 

A supernova foi captada pelo Hubble, em detalhes requintados, dentro desta galáxia na parte esquerda da imagem. Aparece como uma estrela muito brilhante localizada na orla externa de um dos seus belos braços espirais. 

© NASA/ESA/M. Kornmesser (animação do desvanecimento da supernova SN2018gv)

Esta nova e única animação das imagens do Hubble, criada pela equipe do telescópio espacial, mostra a brilhante supernova, inicialmente ofuscando as estrelas mais brilhantes da galáxia, antes de desaparecer na obscuridade durante o ano de observações. Esta animação consiste de observações feitas ao longo de um ano, de fevereiro de 2018 a fevereiro de 2019. 

"Nenhum fogo-de-artifício terrestre consegue competir com esta supernova, captada na sua glória desvanecente pelo telescópio espacial Hubble," partilhou Reiss acerca da nova animação da explosão de supernova na NGC 2525. 

As supernovas são explosões poderosas que assinalam o fim da vida de uma estrela. O tipo de supernova visto nestas imagens, conhecido como supernova do Tipo Ia, origina de uma anã branca num sistema binário íntimo que acreta material da sua estrela companheira. Se a anã branca atinge uma massa crítica (1,44 vezes a massa do nosso Sol), o seu núcleo torna-se quente o suficiente para iniciar a fusão do carbono, desencadeando um processo termonuclear descontrolado que funde grandes quantidades de oxigênio e carbono em questão de segundos. A energia libertada dilacera a estrela numa explosão violenta, ejetando matéria a velocidades de até 6% da velocidade da luz e emitindo grandes quantidades de radiação. As supernovas do Tipo Ia atingem consistentemente um brilho máximo 5 bilhões de vezes superior ao do Sol, antes de desaparecerem com o tempo. 

Tendo em conta que as supernovas deste tipo produzem este brilho fixo, são ferramentas úteis para os astrônomos, conhecidas como "velas padrão", que atuam como "fitas métricas" cósmicas. Conhecendo o brilho real da supernova e observando o seu brilho aparente no céu, os astrônomos podem calcular a distância até estes grandes espetáculos e, portanto, a distância até às suas galáxias. Riess e a sua equipe combinaram as medições de distância das supernovas com distâncias calculadas usando estrelas variáveis conhecidas como variáveis cefeidas. As variáveis cefeidas pulsam em tamanho, provocando mudanças periódicas no brilho. Dado que este período está diretamente relacionado com o brilho da estrela, os astrônomos podem calcular a sua distância.

Riess e a sua equipe estão interessados em medir com precisão a distância até estas galáxias, pois isso ajuda-nos a melhor restringir o ritmo de expansão do Universo, conhecido como constante de Hubble. Este valor explica o quão depressa o Universo está crescendo, dependendo da sua distância até nós, com galáxias mais distantes movendo-se mais rapidamente para longe de nós. Desde o seu lançamento, o telescópio espacial Hubble ajudou a melhorar drasticamente a precisão da constante de Hubble. 

Os resultados do mesmo programa de observação liderado por Riess reduziram agora a incerteza da sua medição da constante de Hubble para uns sem precedentes 1,9%. Medições adicionais de NGC 2525 vão contribuir para o seu objetivo de reduzir a incerteza até 1%, identificando a velocidade com que o Universo está se expandindo. Uma constante de Hubble mais precisa pode revelar pistas sobre a matéria escura invisível e sobre a misteriosa energia escura, responsável pela aceleração da expansão do Universo. Juntas, estas informações podem ajudar-nos a entender a história e o destino futuro do nosso Universo.

Também se sabe que um buraco negro supermassivo está à espreita no centro da NGC 2525. Quase todas as galáxias contêm um buraco negro supermassivo, que pode variar em massa de centenas de milhares a bilhões de vezes a massa do Sol.

Fonte: ESA

Retrato de um exoplaneta

Combinando a luz dos quatro grandes telescópios do Very larga telescope (VLT), os astrônomos da colaboração GRAVITY conseguiram observar diretamente o brilho da luz proveniente de um exoplaneta perto da sua estrela progenitora.

© MPA/Axel Quetz (imagens esquemáticas da geometria do sistema Beta Pictoris)

O planeta, de nome Beta Pictoris c, é o segundo planeta encontrado orbitando a estrela hospedeira. Foi detectado originalmente através do método de velocidade radial, que mede a oscilação da estrela devido à atração do planeta em órbita. Beta Pictoris c está tão perto da sua estrela hospedeira que até mesmo os melhores telescópios não foram capazes de obter imagens diretas do planeta, até agora. 

"Esta é a primeira confirmação direta de um planeta detectado através do método de velocidade radial," diz Sylvestre Lacour, líder do programa de observação ExoGRAVITY. 

As medições de velocidade radial têm sido usadas há muitas décadas pelos astrônomos, e permitiram a detecção de centenas de exoplanetas. Mas nunca antes os astrônomos foram capazes de obter uma observação direta de um destes planetas. Isto só foi possível porque o instrumento GRAVITY, situado num laboratório sob os quatro telescópios que utiliza, é um instrumento muito preciso. Observa a luz da estrela hospedeira com todos os quatro telescópios do VLT ao mesmo tempo e combina-os num telescópio virtual com os detalhes necessários para revelar Beta Pictoris c.

"É incrível o nível de detalhe e sensibilidade que podemos alcançar com o GRAVITY," maravilha-se Frank Eisenhauer, o cientista líder do projeto GRAVITY no Instituto Max Planck para Física Extraterrestre. "Estamos apenas começando a explorar impressionantes novos mundos, desde o buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia a planetas localizados além do nosso Sistema Solar." 

A detecção direta com o GRAVITY, no entanto, só foi possível devido aos novos dados de velocidade radial que estabelecem com precisão o movimento orbital de Beta Pictoris c, apresentados num segundo artigo também publicado na semana passada. Isto permitiu à equipe localizar e prever com precisão a posição esperada do planeta para que o GRAVITY pudesse encontrá-lo. 

Beta Pictoris c é, portanto, o primeiro planeta que foi detectado e confirmado com ambos os métodos, medições de velocidade radial e imagem direta. Além da confirmação independente do exoplaneta, os astrônomos podem agora combinar o conhecimento destas duas técnicas anteriormente separadas. Isto significa que podemos agora obter tanto o brilho como a massa deste exoplaneta. Como regra geral, quanto maior a massa do planeta, mais brilhante é. 

No entanto, neste caso os dados sobre os dois planetas são um tanto ou quanto intrigantes: a luz que vem de Beta Pictoris c é seis vezes mais fraca do que a do seu irmão maior, Beta Pictoris b. Beta Pictoris c tem 8 vezes a massa de Júpiter. Assim sendo, qual é a massa de Beta Pictoris b? Os dados de velocidade radial vão acabar por responder a esta pergunta, mas levará muito tempo para obter dados suficientes: uma órbita completa para o planeta b, em torno da sua estrela, leva 28 anos terrestres! 

"Nós usamos o GRAVITY antes para obter espectros de outros exoplanetas fotografados diretamente, os quais já continham dicas do seu processo de formação," acrescenta Paul Molliere, pós-doutorado no Instituto Max Planck para Astronomia, que está modelando espectros de exoplanetas. "Esta medição do brilho de Beta Pictoris c, combinada com a sua massa, é uma etapa particularmente importante para restringir os nossos modelos de formação planetária." Dados adicionais também podem ser fornecidos pelo GRAVITY+, o instrumento de próxima geração, que já está em desenvolvimento.

Fonte: Max Planck Institutes for Astronomy and Extraterrestrial Physics

Seis galáxias presas perto de um buraco negro supermassivo

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos descobriram seis galáxias perto de um buraco negro supermassivo quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos de idade.

© ESO/L. Calçada (seis galáxias perto de um buraco negro supermassivo)

Esta é a primeira vez que um tal grupo é observado tão cedo depois do Big Bang, o que nos ajuda a compreender melhor como é que os buracos negros supermassivos, um dos quais existe no centro da nossa Via Láctea, se formaram e se tornaram tão grandes tão depressa. Estas observações apoiam a teoria de que os buracos negros podem crescer rapidamente dentro de enormes estruturas em forma de teias, alimentando-se das enormes quantidades de gás aí existentes. 

As novas observações obtidas com o VLT revelaram as galáxias em torno do buraco negro supermassivo, todas elas situadas numa rede cósmica de gás que se estende a mais de 300 vezes o tamanho da Via Láctea. As galáxias permanecem e crescem onde os filamentos se cruzam e correntes de gás, disponíveis para alimentar tanto as galáxias como o buraco negro central supermassivo, podem fluir ao longo dos filamentos. 

A radiação emitida por esta enorme estrutura em teia, com o seu buraco negro de um bilhão de massas solares, viajou até nós desde uma época em que o Universo tinha apenas 0,9 bilhão de anos.

Os primeiros buracos negros, que se acredita terem se formado a partir do colapso das primeiras estrelas, devem ter crescido muito depressa para atingirem esta quantidade de massa durante pouco tempo. Os astrônomos têm se esforçado para explicar como quantidades suficientemente grandes de matéria poderiam estar disponíveis para permitir que estes objetos crescessem até tamanhos enormes em tão pouco tempo. A estrutura recém-descoberta oferece uma explicação provável: a “teia” e as galáxias no seu interior contêm gás suficiente para fornecer o combustível de que o buraco negro central precisa para se tornar rapidamente um gigante supermassivo.

Mas como é que estas enormes estruturas em forma de teia se formam inicialmente? Os astrônomos acreditam que os halos gigantes da misteriosa matéria escura sejam a chave. Acredita-se que estas enormes regiões de matéria invisível atraiam enormes quantidades de gás no Universo primitivo; juntos, o gás e a matéria escura invisível, formam estas estruturas do tipo de teias, onde galáxias e buracos negros podem evoluir. 

As galáxias agora detectadas são algumas das mais fracas que os atuais telescópios conseguem observar. Esta descoberta exigiu observações durante várias horas com os maiores telescópios ópticos disponíveis, incluindo o VLT. Com o auxílio dos instrumentos MUSE e FORS2 montados no VLT no Observatório do Paranal do ESO, no deserto chileno do Atacama, a equipe confirmou a ligação entre quatro das seis galáxias e o buraco negro. 

Estes resultados contribuem para compreendermos como é que buracos negros supermassivos e grandes estruturas cósmicas se formam e evoluem. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile, com os seus poderosos instrumentos será capaz de continuar este trabalho de pesquisa ao observar galáxias ainda mais fracas em torno de buracos negros supermassivos no Universo primordial.

Esta pesquisa foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Cheops revela planeta extraterrestre extremo

A nova missão de exoplanetas da ESA, Cheops, encontrou um sistema planetário próximo que contém um dos planetas extrassolares mais quentes e extremos conhecidos até hoje.

© ESA (ilustração do exoplaneta WASP-189b e sua estrela)

A descoberta é a primeira da missão do Cheops (Characterising Exoplanet Satellite), lançado em dezembro de 2019, e foi projetado para observar estrelas próximas conhecidas por abrigar planetas. Ao medir de maneira extremamente precisa as mudanças nos níveis de luz provenientes destes sistemas à medida que os planetas orbitam as suas estrelas, Cheops pode, inicialmente, caracterizar estes planetas; e, por sua vez, aumentar a nossa compreensão de como estes se formam e evoluem. 

A nova descoberta diz respeito a um designado "Júpiter ultraquente" denominado WASP-189b. Júpiteres quentes, como o nome sugere, são planetas gasosos gigantes parecidos um pouco como Júpiter no nosso próprio Sistema Solar; no entanto, orbitam muito mais perto da sua estrela hospedeira e, portanto, são aquecidos a temperaturas extremas. 

O WASP-189b fica cerca de 20 vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, e completa uma órbita em apenas 2,7 dias. A sua estrela hospedeira é maior e 2.000 ºC mais quente do que o Sol e, portanto, parece ter um brilho azul. 

Primeiro, os astrônomos usaram Cheops para observar WASP-189b enquanto passava por trás da sua estrela hospedeira, ou seja, uma ocultação. Como o planeta é tão brilhante, ocorre uma queda perceptível na luz que é vista proveniente do sistema quando este sai de vista por um breve momento. Isto possibilitou medir o brilho do planeta e restringir a sua temperatura a uns escaldantes 3.200 ºC.

Isto torna WASP-189b um dos planetas mais quentes e extremos, e totalmente diferente de qualquer um dos planetas do Sistema Solar. Nestas temperaturas, até mesmo metais como o ferro derretem e se transformam em gás, tornando o planeta claramente inabitável. 

Em seguida, Cheops observou WASP-189b passando em frente da sua estrela, ou seja, um trânsito. Os trânsitos podem revelar muito sobre o tamanho, a forma e as características orbitais de um planeta. Isto era verdade para WASP-189b, que foi considerado maior do que se pensava, quase 1,6 vezes o raio de Júpiter. 

Notou-se que a estrela não é perfeitamente redonda, mas maior e mais fria no seu equador do que nos polos, fazendo com que os polos da estrela pareçam mais brilhantes. Está girando tão rápido que está sendo puxada para fora no seu equador! Somando-se a esta assimetria está o fato de que a órbita de WASP-189b é inclinada; não viaja ao redor do equador, mas passa perto dos polos da estrela." 

Ver esta órbita inclinada aumenta o mistério existente de como os Júpiteres se formam. Para um planeta ter uma órbita tão inclinada, deve ter sido formado mais para fora e depois empurrado para dentro. Acredita-se que isto aconteça quando vários planetas dentro de um sistema disputam uma posição ou quando uma influência externa, por exemplo, quando outra estrela perturba o sistema, empurrando gigantes gasosos em direção à sua estrela e em órbitas muito curtas que são altamente inclinadas.

Milhares de exoplanetas, a grande maioria sem análogos no nosso Sistema Solar, foram descobertos no último quarto de século, e muitos mais virão de pesquisas terrestres e missões espaciais atuais e futuras. 

Nos próximos anos, Cheops irá acompanhar centenas de planetas conhecidos que orbitam estrelas brilhantes, construindo e ampliando o que foi feito aqui para WASP-189b. A missão é a primeira de uma série de três missões científicas da ESA com foco na detecção e caracterização de exoplanetas: também tem um potencial significativo de descoberta, desde a identificação de alvos principais para missões futuras que irão sondar atmosferas exoplanetárias, até à busca de novos planetas e exoluas. 

Fonte: ESA

Par de estrelas massivas envoltas em vapor de água salgada

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos avistaram um par de enormes estrelas crescendo numa sopa cósmica salgada.

© ALMA (composição do binário protoestelar massivo IRAS 16547-4247)

Cada estrela está envolta por um disco gasoso, que inclui moléculas de cloreto de sódio e vapor de água aquecido. Ao analisar as emissões de rádio do sal e da água, foi descoberto que os discos estão girando em sentido contrário. Esta é a segunda detecção de sal em torno de estrelas jovens massivas, assinalando que o sal é um excelente marcador para explorar as redondezas imediatas de estrelas gigantes. A primeira detecção de cloreto de sódio foi em torno de Orion KL Source I.

Existem estrelas de muitas massas diferentes no Universo. As menores têm apenas um-décimo da massa do Sol, enquanto as maiores têm dez vezes ou mais a massa do Sol. Independentemente da massa, todas as estrelas formam-se em nuvens cósmicas de gás e poeira. Os astrônomos têm estudado avidamente a origem das estrelas; no entanto, o processo de formação estelar massiva permanece velado. Isto porque os locais de formação de estrelas massivas estão localizados mais longe da Terra, e nuvens enormes cercam estrelas jovens massivas com estruturas complicadas. 

Uma equipe de astrônomos liderados por Kei Tanaka do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) utilizou o poder do ALMA para investigar o ambiente onde estrelas massivas estão se formando. Observaram o jovem binário massivo IRAS 16547-4247. Detectou-se emissões de rádio de uma ampla variedade de moléculas. Particularmente, cloreto de sódio (NaCl) e água quente (H2O) estão associados perto de cada estrela, isto é, o disco circunstelar. Por outro lado, outras moléculas como cianeto de metila (CH3CN), que são observadas frequentemente em estudos anteriores de estrelas jovens massivas, foram detectadas mais longe, mas não traçam estruturas nas proximidades das estrelas.

Uma análise mais aprofundada dos discos mostra uma pista interessante para a origem do par. Se as estrelas nascem como gêmeas num grande disco gasoso comum, os discos giram naturalmente na mesma direção. A rotação contrária dos discos pode indicar que estas duas estrelas não são gêmeas reais, mas um par de estranhas que se formaram em nuvens separadas e emparelhadas posteriormente. As estrelas massivas quase sempre têm algumas companheiras e, portanto, é fundamental explorar a origem dos sistemas binários massivos. 

A presença de vapor de água aquecido e cloreto de sódio, liberados pela destruição de partículas de poeira, sugere uma natureza quente e dinâmica dos discos em torno de estrelas jovens massivas. Curiosamente, as investigações de meteoritos indicam que o disco do Sistema protossolar também sofreu altas temperaturas nas quais partículas de poeira evaporaram. Os astrônomos serão capazes de rastrear estas moléculas liberadas de partículas de poeira usando o Very Large Array (VLA) de próxima geração, atualmente em planejamento. A equipe prevê que pode até obter pistas para entender a origem do nosso Sistema Solar estudando discos quentes com cloreto de sódio e vapor de água. 

As estrelas IRAS 16547-4247 estão localizadas a 9.500 anos-luz de distância, na direção da constelação de Escorpião. A massa total das estrelas está estimada em 25 vezes a massa do Sol, rodeadas por uma nuvem gigantesca com uma massa de 10.000 sóis.

Fonte: ALMA Observatory

Uma exuberante galáxia espiral

Esta imagem impressionante do telescópio espacial Hubble apresenta a galáxia espiral NGC 5643 na constelação de Lupus (O Lobo).

© Hubble (NGC 5643)

Para ter esta aparência foram efetuadas trinta exposições diferentes, para um total de 9 horas de observação, junto com a alta resolução e clareza do telescópio espacial Hubble, foram necessárias para produzir uma imagem de alto nível de detalhes e beleza. 

A galáxia NGC 5643 está a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra e foi a anfitriã de um recente evento de supernova (não visível nesta última imagem). Esta supernova, a SN 2017cbv era um tipo específico em que uma anã branca rouba tanta massa de uma estrela companheira que ela se torna instável e explode. A explosão libera quantidades significativas de energia e ilumina esta parte da galáxia. 

 A observação foi proposta por Adam Riess, que recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2011 por suas contribuições para a descoberta da expansão acelerada do Universo, ao lado de Saul Perlmutter e Brian Schmidt.

Fonte: NASA

Um dos planetas mais improváveis da natureza

Uma equipe internacional de astrônomos, incluindo um grupo da Universidade de Warwick, descobriu o primeiro planeta "Netuno Ultra-Quente" em órbita da estrela próxima LTT 9779.

© R. Ramirez (ilustração do exoplaneta LTT 9779)

O exoplaneta orbita tão perto da sua estrela que o seu ano dura apenas 19 horas, o que significa que a radiação estelar aquece o planeta a mais de 1.700 graus Celsius. A estas temperaturas, os elementos pesados como o ferro podem ser ionizados na atmosfera e as moléculas desassociadas, fornecendo um laboratório único para estudar a química de planetas localizados além do nosso Sistema Solar. 

Embora o exoplaneta tenha o dobro da massa de Netuno, é também ligeiramente maior e tem uma densidade semelhante. Portanto, LTT 9779b deve ter um núcleo enorme com cerca de 28 massas terrestres e uma atmosfera que representa cerca de 9% da massa planetária total.

O sistema propriamente dito tem aproximadamente metade da idade do Sol, com 2 bilhões de anos, e dada a intensa radiação, não seria de esperar que um planeta parecido com Netuno mantivesse a sua atmosfera por tanto tempo, fornecendo um problema intrigante para resolver; como é que surgiu um sistema tão improvável.

O LTT 9779 é uma estrela parecida com o Sol localizada a uma distância de 260 anos-luz. É muito rica em metais, tendo na sua atmosfera o dobro do ferro do que o Sol. Este pode ser um indicador chave de que o planeta era originalmente um gigante gasoso muito maior, já que estes corpos se formam preferencialmente perto de estrelas com as maiores abundâncias de ferro. 

As indicações iniciais da existência do planeta foram feitas usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), como parte da sua missão para descobrir pequenos planetas em trânsito orbitando estrelas brilhantes e nas proximidades por todo o céu. Estes trânsitos são encontrados quando um planeta passa diretamente em frente da sua estrela hospedeira, bloqueando parte da luz estelar, e a quantidade de luz bloqueada revela o tamanho do companheiro. Mundos como estes, uma vez totalmente confirmados, podem permitir a análise de suas atmosferas, proporcionando uma compreensão mais profunda dos processos de formação e evolução planetária.

O sinal de trânsito foi rapidamente confirmado no início de novembro de 2018 como proveniente de um corpo de massa planetária, usando observações obtidas com o instrumento HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher), acoplado ao telescópio de 3,6 metros no Observatório de la Silla do ESO no norte do Chile. O HARPS usa o efeito Doppler para medir as massas de planetas e características orbitais como o período. Quando são encontrados objetos em trânsito, as medições Doppler podem ser organizadas para confirmar a natureza planetária de uma maneira eficiente. No caso de LTT 9779b, foi confirmada a existência do planeta após apenas uma semana de observações. 

A queda no brilho durante o trânsito é de apenas dois décimos de um por cento, e muito poucos telescópios são capazes de fazer medições tão precisas.

O LTT 9779b é de fato raro, existindo numa região esparsamente povoada do espaço paramétrico planetário. Os cálculos confirmaram que LTT 9779b deveria ter despojado a sua atmosfera através de um processo chamado fotoevaporação. Os intensos raios X e raios ultravioleta da jovem estrela terão aquecido a atmosfera superior do planeta e devem ter levado os gases atmosféricos para o espaço.

Os modelos de estrutura planetária reflete um planeta dominado por um núcleo gigante mas, crucialmente, deve haver duas a três massas terrestres de gás atmosférico. Mas se a estrela é tão velha, porque é que existe uma atmosfera sequer? Se LTT 9779b começou a vida como um gigante gasoso, então um processo chamado Fluxo do Lóbulo de Roche poderia ter transferido quantidades significativas de gás atmosférico para a estrela.

O Fluxo do Lóbulo de Roche é um processo pelo qual um planeta chega tão perto da sua estrela que a gravidade mais forte da estrela pode capturar as camadas externas do planeta, fazendo com que sejam transferidas para a estrela e, assim, diminuindo significativamente a massa do planeta. Os modelos preveem resultados semelhantes aos do sistema LTT 9779, mas também requerem alguns ajustes. 

Uma vez que o planeta parece ter uma atmosfera significativa e dado que orbita uma estrela relativamente brilhante, estudos futuros da atmosfera planetária podem desvendar alguns dos mistérios relacionados com a formação deste gênero de exoplanetas, como evoluem e os detalhes da sua composição.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick