Filamentos magnetizados tecem uma espetacular tapeçaria galáctica

Filamentos de gás superaquecido e campos magnéticos estão tecendo uma tapeçaria de energia no centro da Via Láctea.

© Chandra/MeerKAT (novo panorama do Centro Galáctico)

Foi realizado um novo mosaico desta obra-prima cósmica usando dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do radiotelescópio MeerKAT na África do Sul. O novo panorama do Centro Galáctico baseia-se em levantamentos anteriores do Chandra e de outros telescópios. 

Esta última versão expande a visão de alta energia do Chandra mais acima e mais abaixo do plano da Galáxia, ou seja, o disco onde reside a maioria das estrelas da Via Láctea. 

Na imagem apresentada, os raios X do Chandra estão em laranja, verde, azul e roxo, mostrando diferentes energias, e os dados de rádio do MeerKAT são mostrados em lilás e cinzento. 

Um filamento é particularmente intrigante porque tem raios X e emissão de rádio entrelaçados. Aponta perpendicularmente ao plano da Galáxia e tem cerca de 20 anos-luz de comprimento, mas apenas um centésimo deste tamanho em largura. 

Um novo estudo das propriedades de raios X e rádio deste filamento por Q. Daniel Wang da Universidade de Massachusetts em Amherst, EUA, sugere que estas características são unidas por tiras finas de campos magnéticos. Isto é semelhante ao que foi observado num filamento estudado anteriormente. 

O recém-estudado G0.17-0.41 (destacado em verde na imagem), está muito mais longe do plano da Galáxia. Estes filamentos podem ter sido formados quando os campos magnéticos alinhados em diferentes direções colidiram e se torceram num processo denominado reconexão magnética. Isto é semelhante ao fenômeno que afasta as partículas energéticas do Sol e é responsável pelo clima espacial que às vezes afeta a Terra. 

Um estudo detalhado destes filamentos ensina-nos mais sobre o clima espacial Galáctico que os astrônomos testemunharam por toda a região. Este clima é impulsionado por fenômenos voláteis, como explosões de supernova, estrelas próximas que liberam gás quente e surtos que expelem matéria de regiões perto de Saggitarius A*, o buraco negro supermassivo da nossa Galáxia. 

Além dos filamentos, o novo panorama revela outras maravilhas no Centro Galáctico. Por exemplo, a evidência de grandes nuvens de gás quente, que se estendem por cerca de 700 anos-luz acima e abaixo do plano da Galáxia, vistas aqui com mais detalhe do que nunca (são muito menores do que as Bolhas de Fermi que se estendem por cerca de 25.000 anos-luz acima e abaixo do plano da Galáxia). 

Estas plumas podem representar fluxos a uma escala galáctica, análogos às partículas expulsas do Sol. O gás é provavelmente aquecido por explosões de supernova e muitas reconexões magnéticas recentes que ocorrem perto do centro da Galáxia. Estes eventos de reconexão na Galáxia normalmente não são suficientemente energéticos para serem detectados em raios X, exceto para os mais energéticos no centro da Galáxia, onde o campo magnético interestelar é muito mais forte. 

Os eventos de reconexão magnética podem desempenhar um papel importante no aquecimento do gás existente entre as estrelas (o meio interestelar). Este processo também pode ser responsável por acelerar as partículas para produzir raios cósmicos como aqueles observados na Terra e a conduzir turbulência no meio interestelar que desencadeia o nascimento de novas gerações de estrelas. 

A imagem mostra que os filamentos magnéticos tendem a ocorrer nos limites externos das grandes plumas de gás quente. Isto sugere que o gás nas plumas está conduzindo campos magnéticos que colidem para criar os filamentos.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A galáxia espiral NGC 691

Esta imagem apresenta a galáxia espiral NGC 691, fotografada com detalhes fantásticos pela Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 691)

Esta galáxia é o membro homônimo do grupo de galáxias NGC 691, um grupo de galáxias ligadas gravitacionalmente que se encontram a cerca de 120 milhões de anos-luz da Terra.

Objetos como NGC 691 são observados pelo telescópio espacial Hubble usando uma variedade de filtros. Cada filtro permite apenas que determinados comprimentos de onda de luz alcancem a WFC3 do telescópio. 

As imagens coletadas usando diferentes filtros são coloridas por artistas visuais especializados que podem fazer escolhas da cor que melhor corresponde a qual filtro. Ao combinar as imagens coloridas de filtros individuais, uma imagem colorida do objeto astronômico pode ser recriada. Desta forma, podemos obter uma visão extraordinariamente nítida da natureza e da aparência destes objetos.

Fonte: NASA

Uma galáxia fantasmagórica

Se olharmos com atenção para o centro difuso desta imagem, conseguimos distinguir uma galáxia "fantasmagórica", a UDG4, captada com o auxílio do VLT Survey Telescope (VST) do ESO.

© ESO/VST (UDG4)

A UDG (Ultra-Diffuse Galaxy) é um objeto tão grande como a Via Láctea, mas com cerca de 100 a 1.000 vezes menos estrelas. Estas galáxias apresentam-se assim extremamente tênues, com pouco do gás que forma estrelas, o que as faz parecer quase como uma nuvem cósmica suave ou uma mancha no espaço.

As suas origens permanecem incertas, mas os astrônomos pensam que poderão tratar-se de galáxias "falhadas" que perderam os seus reservatórios de gás no início das suas vidas. Esta imagem da UDG4 foi obtida no âmbito de um programa muito maior, o rastreio VEGAS (VST Early-type Galaxy Survey), que pretende investigar estruturas muito tênues em aglomerados de galáxias, que são enormes grupos de muitas galáxias ligadas entre si pela gravidade.

O estudo, liderado por Enrichetta Iodice do Instituto Nazionale di Astrofisica na Itália, encontrou várias UDGs no Aglomerado da Hidra, no entanto serão precisas mais observações para desvendarmos a sua verdadeira natureza.

Dada a sua aparência frágil, as UDGs podem ser difíceis de encontrar. No entanto, o VST, equipado com a sua câmara OmegaCAM, é extremamente sensível à luz, permitindo aos astrônomos estudar estes objetos tão elusivos.

Fonte: ESO

O Dark Energy Survey cataloga milhões de galáxias

O último lançamento da Dark Energy Survey (DES) cataloga milhões de galáxias, mapeando a história da aglomeração de galáxias no espaço e no tempo.

© DES (campos profundos captados pela câmara Dark Energy)

Em uma das maiores pesquisas do céu já feitas, os astrônomos captaram 226 milhões de galáxias numa distância até 7 bilhões de anos-luz em uma área que cobre cerca de um oitavo de todo o céu. 

Este tesouro de dados fornece aos cientistas a melhor sonda da evolução cósmica e ilumina o papel da matéria escura e da energia escura na formação da estrutura em grande escala do Universo. 

A DES começou em agosto de 2013. Em 27 de maio, a colaboração internacional publicou seu segundo lançamento de dados, cobrindo os primeiros três anos de observações. Os resultados são descritos em 30 artigos científicos, disponíveis no site do DES. 

“É um lindo conjunto de dados”, diz René Laureijs, cientista do projeto da missão Euclides da Agência Espacial Europeia.

Os novos resultados apoiam o modelo padrão ΛCDM, no qual o Universo é governado por 68,5% de energia escura (ou lambda, Λ) e 26,6% de matéria escura fria, ingredientes misteriosos que obscurecem amplamente os 4,9% restantes de matéria ordinária nas galáxias, estrelas, planetas e pessoas. 

Porém, há uma discrepância persistente: assim como outras pesquisas, o DES descobriu que o Universo atual é um pouco menos "desordenado" do que o modelo ΛCDM poderia prever. Ninguém sabe por quê. 

A verdadeira estrela da pesquisa é a enorme Câmera de Energia Escura de 570 megapixels, construída pelo Departamento de Energia do Fermilab em Chicago e montada no foco principal do Telescópio Blanco de 4 metros no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile . 

Noite após noite, ela captou centenas de exposições de 90 segundos, cada uma com a largura de quatro luas cheias. Ao longo dos anos, toda a área de pesquisa de 5.000 graus quadrados foi fotografada pelo menos 10 vezes até uma magnitude limite de 23,3, enquanto dez campos profundos foram estudados repetidamente com ainda mais detalhes.

Com base no brilho de uma galáxia em cinco bandas de comprimento de onda na luz visível e infravermelha próxima, a equipe do DES pode determinar seu redshift fotométrico, que produz uma estimativa de distância aproximada, mas confiável. 

Assim, os astrônomos são capazes de discernir a evolução do agrupamento de galáxias ao longo da história do Universo, o que lança luz sobre as ações da matéria escura e da energia escura. 

As estimativas do chamado cisalhamento cósmico, distorções de forma diminutas devido a lentes gravitacionais fracas, fornecem informações adicionais sobre a distribuição da matéria escura. A elaborada análise de dados foi realizada no National Center for Supercomputer Applications da University de Illinois. 

Embora a exploração pela DES tenha sido concluída no início de 2019, os dados dos últimos três anos ainda estão sendo processados, e novos resultados surgiram em breve.

Enquanto isso, um levantamento espectroscópico de galáxias igualmente impressionante decolou oficialmente há algumas semanas no telescópio Mayall de 4 metros no Observatório Nacional Kitt Peak, no Arizona. O aparelho é similarmente denominado Dark Energy Spectroscopic Instrument, visa captar espectros de dezenas de milhões de galáxias e quasares nos próximos cinco anos. 

Com lançamento previsto para o final de 2022, a missão espacial Euclid irá realizar uma pesquisa ainda maior e mais profunda com objetivos cosmológicos semelhantes. O Euclid estudará cerca de 15 vezes mais galáxias do que o Dark Energy Survey fez, a distâncias de 10 bilhões de anos-luz, medindo seu brilho (focando no infravermelho) e tomando seu espectro. Realmente, é necessário uma precisão maior para validar definitivamente o modelo ΛCDM.

Fonte: Sky & Telescope

ALMA descobre galáxia espiral mais antiga

Ao analisarem dados obtidos com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), pesaquisadores encontraram uma galáxia com morfologia espiral no Universo, apenas 1,4 bilhões de anos após o Big Bang.

© ALMA (galáxia espiral BRI 1335-0417)

Esta é a galáxia mais antiga do seu tipo já observada. A descoberta de uma galáxia com uma estrutura espiral num estágio tão inicial é uma pista essencial para resolver as questões clássicas da astronomia: Como e quando é que as galáxias espirais se formam?

A Via Láctea, onde vivemos, é uma galáxia espiral. As galáxias espirais são objetos fundamentais no Universo, correspondendo a até 70% do número total de galáxias. No entanto, estudos mostraram que a proporção de galáxias espirais diminui rapidamente quando olhamos para trás na história do Universo. 

Então, quando é que as galáxias espirais se formaram? 

Os astrônomos do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), notaram uma galáxia chamada BRI 1335-0417 no arquivo científico do ALMA. A galáxia existia há 12,4 bilhões de anos e continha uma grande quantidade de poeira que obscurece a luz das estrelas, tornando difícil o seu estudo detalhado no visível. Por outro lado, o ALMA pode detectar emissões de rádio de íons de carbono na galáxia, permitindo a investigação do que está acontecendo na galáxia. 

Os cientistas descobriram uma estrutura espiral que se estende por cerca de 15.000 anos-luz a partir do centro da galáxia: um-terço do tamanho da Via Láctea. A massa total estimada de estrelas e matéria interestelar em BRI 1335-0417 é quase idêntica à da Via Láctea.

Os pesquisadores consideraram várias causas possíveis da formação desta galáxia e sugeriram que podia ser devida a uma interação com uma pequena galáxia. A galáxia BRI 1335-0417 está formando ativamente estrelas, e foi descoberto que o gás na parte externa da galáxia é gravitacionalmente instável, o que leva à formação estelar. É provável que esta situação ocorra quando uma grande quantidade de gás é fornecida de fora, possivelmente devido a colisões com galáxias menores. 

O destino de BRI 1335-0417 também está envolto em mistério. Pensa-se que as galáxias que contêm grandes quantidades de poeira e produzem ativamente estrelas no Universo antigo sejam os antepassados das galáxias elípticas gigantes no Universo atual. Neste caso, BRI 1335-0417 mudará a sua forma de galáxia de disco para elíptica no futuro. Ou, ao contrário da visão convencional, a galáxia poderá permanecer uma galáxia espiral durante muito tempo. 

A galáxia BRI 1335-0417 desempenhará uma função essencial no estudo da evolução das formas galácticas ao longo da extensa história do Universo. 

Sendo que o nosso Sistema Solar está alojado num dos braços espirais da Via Láctea, o rastreamento das raízes da estrutura espiral vai fornecer pistas sobre o ambiente em que o Sistema Solar nasceu. Esta pesquisa possibilitará uma melhor compreensão da história da formação das galáxias.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: ALMA Observatory

Uma galáxia espiral distante em Virgem

Esta imagem mostra a galáxia espiral NGC 5037, que é encontrada na constelação de Virgem e foi documentada pela primeira vez por William Herschel em 1785.

© Hubble (NGC 5037)

A galáxia fica a cerca de 150 milhões de anos-luz de distância da Terra, mas é possível ver as delicadas estruturas de gás e poeira dentro da galáxia em detalhes extraordinários. Isto foi possível graças à Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble. A WFC3 é uma câmera muito versátil, pois pode coletar luz ultravioleta, visível e infravermelha, fornecendo assim uma riqueza de informações sobre os objetos que observa.

A câmara WFC3 foi instalada no Hubble por astronautas em 2009, durante umaa missão de manutenção, que foi a quinta e última missão de manutenção do Hubble. A missão de manutenção pretendia prolongar a vida do Hubble por mais cinco anos. Contudo, depois de 12 anos, o Hubble e a WFC3 permanecem em uso ativo!

Fonte: NASA

Planetas gasosos podem ser capazes de encolher?

Os astrônomos já identificaram milhares de planetas que orbitam estrelas distantes. No entanto, as análises dos perfis dos exoplanetas já descobertos revelam uma uma enorme escassez de astros de médio porte, com raios de 1,5 a 2 vezes maiores que o raio da Terra.

© NASA/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta mini-Netuno)

Esta é a faixa que separa os planetas feitos de rocha de maior porte, conhecidos como super-Terras, e aqueles de menor volume entre os planetas feitos de gases, conhecidos como mini-Netunos. 

Esta lacuna nos raios e, consequentemente, na classificação dos exoplanetas foi identificada pela primeira vez em 2017. Desde então, os cientistas buscam entender o motivo por trás desse “salto” nos valores. 

Recentemente, uma equipe de pesquisadores liderada pelo Flatiron Institute encontrou uma nova pista ao analisar a possibilidade de que a lacuna esteja relacionada à idade dos planetas. O estudo utilizou dados coletados pelo telescópio Kepler, que monitora a quantidade de luz oriunda de estrelas distantes. 

Quando um exoplaneta se move entre a Terra e uma estrela, a luz desta diminui. Ao analisar a velocidade deste movimento, o tamanho da estrela e a extensão da redução da luminosidade, os astrônomos conseguem estimar o tamanho do exoplaneta. 

A dica para esta nova abordagem surgiu a partir de novas análises dos dados já disponíveis. Uma vez que estimar o tamanho de estrelas e exoplanetas pode ser algo bem complicado, foram selecionadas apenas informações de planetas cujos diâmetros eram conhecidos com segurança. Este processamento de dados revelou que a lacuna nos raios era até maior do que se pensava anteriormente. 

Em seguida, os cientistas dividiram os corpos celestes em dois grupos, com base no fato de serem mais jovens ou mais velhos do que 2 bilhões de anos (A Terra, para comparação, tem 4,5 bilhões de anos). Estes cálculos foram estimados pela determinação da idade das estrelas, pois estas e os planetas que as orbitam se formam simultaneamente e têm idades similares. 

Ao organizar os dados desta forma, a equipe descobriu que, entre planetas mais jovens, o tamanho de planeta mais raro é aquele com raio de cerca de 1,6 vezes o raio da Terra. Já entre os de idade mais avançada, os planetas mais incomuns têm dimensões de 1,8 vezes o raio da Terra. A implicação destas informações, conforme os pesquisadores propõem, é que alguns mini-Netunos encolhem drasticamente ao longo de bilhões de anos. 

O encolhimento acontece à medida que ocorrem vazamentos em suas atmosferas, deixando para trás apenas um núcleo sólido. Ao perderem gás, os mini-Netunos sofrem um “salto” na redução de tamanho e passam a ter raios correspondentes aos de super-Terras.

Os cientistas propõem dois mecanismos para explicar a perda de gás e, consequentemente, a existência da lacuna nos raios. O calor residual da formação planetária adiciona lentamente energia à atmosfera do planeta durante bilhões de anos. Isto faz com que o gás escape para o espaço ao longo destes bilhões de anos. Já a radiação intensa de estrelas próximas a um exoplaneta, num processo que chamamos de fotoevaporação, pode ocasionar a perda do gás num período que varia entre 100 milhões a bilhões de anos. 

“Provavelmente ambos os processos são importantes. Mas vamos precisar de modelos mais sofisticados para dizer quanto cada um deles contribui para o ciclo de vida do planeta,” disse Trevor David, líder do estudo e pesquisador do Centro de Astrofísica Computacional (CCA) do Flatiron Institute. “O ponto principal é que os planetas não são as esferas estáticas de rochas e gás“, constatou. 

O calor remanescente do interior dos planetas já é uma boa explicação. Porém, a radiação intensa das estrelas também pode contribuir, especialmente no início. Desta maneira, o próximo passo deve ser a criação de modelos aprimorados para entender como planetas evoluem e, assim, descobrir qual destas explicações desempenha um papel maior, considerando complexidades adicionais, como as interações entre atmosferas incipientes e campos magnéticos planetários ou oceanos de magma.

Os resultados foram publicados no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Scientific American

Buracos negros supermassivos devoram gás como os seus irmãos menores

No dia 9 de setembro de 2018, os astrônomos avistaram um flash de uma galáxia a 860 milhões de anos-luz de distância.

© MIT/Christine Daniloff (ilustração de rápida acreção em buraco negro)

A fonte foi um buraco negro supermassivo com cerca de 50 milhões de vezes a massa do Sol. Normalmente quieto, o gigante gravitacional acordou de repente para devorar uma estrela que passava num caso raro conhecido como evento de perturbação de marés. 

À medida que os detritos estelares caíam em direção ao buraco negro, liberou uma enorme quantidade de energia na forma de luz. Pesquisadores do Massachusetts Institute of Technology (MIT), do ESO e de outras organizações usaram vários telescópios para vigiar o evento, identificado como AT2018fyk.

Para sua surpresa, observaram que, à medida que o buraco negro supermassivo consumia a estrela, este exibia propriedades semelhantes às de buracos negros muito menores, os de massa estelar. Os resultados obtidos sugerem que a acreção, ou a forma como os buracos negros evoluem conforme consomem material, é independente do seu tamanho.

Quando pequenos buracos negros de massa estelar, cerca de 10 vezes a massa do Sol, emitem um surto de luz, geralmente é em resposta a um influxo de material de uma estrela companheira. Esta explosão de radiação desencadeia uma evolução específica da região em torno do buraco negro. De quiescente, um buraco negro transita para uma fase "suave" dominada por um disco de acreção enquanto o material estelar é puxado para o buraco negro. À medida que a quantidade de material diminui, transita novamente para uma fase "árdua" onde uma coroa incandescente assume o controle. O buraco negro eventualmente assenta novamente numa quiescência constante, e todo o ciclo de acreção pode durar de algumas semanas a meses. 

Os físicos observam este ciclo de acreção característico em vários buracos negros de massa estelar há já várias décadas. Mas para os buracos negros supermassivos, pensava-se que este processo demoraria demasiado tempo para ser totalmente captado, já que estes monstros normalmente alimentam-se lentamente do gás nas regiões centrais de uma galáxia.

Mas todo este processo acelera quando um buraco negro sofre um influxo repentino e enorme de material, como durante um evento de perturbação de marés, quando uma estrela se aproxima o suficiente para que um buraco negro a possa dilacerar em pedaços. Isto permite-nos sondar todos estes diferentes estágios de acreção que se conhecem para os buracos negros de massa estelar.

Em setembro de 2018, o ASASSN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) captou sinais de uma explosão repentina. Os cientistas determinaram posteriormente que a erupção foi o resultado de um evento de perturbação de marés envolvendo um buraco negro supermassivo, que rotularam de TDE ("Tidal Disruption Event") AT2018fyk. Os telescópios mapearam diferentes bandas do espectro ultravioleta e de raios X. 

A equipe recolheu dados ao longo de dois anos, usando os telescópios espaciais de raios X XMM-Newton e Chandra, bem como o NICER, o instrumento de monitoramento de raios X a bordo da ISS, e o Observatório Swift, juntamente com radiotelescópios na Austrália.

Eventualmente, já não resta muito gás para se alimentar, e a luminosidade geral cai e volta a níveis indetectáveis. Estima-se que o buraco negro destruiu uma estrela do tamanho do nosso Sol. No processo, gerou um enorme disco de acreção, com cerca de 12 bilhões de quilômetros de diâmetro, e emitiu gás com uma temperatura estimada em 40.000 K. 

À medida que o disco se tornava mais fraco e menos brilhante, uma coroa de raios X altamente energéticos e compactos assumiu o domínio em torno do buraco negro antes de eventualmente desaparecer. 

A perspetiva mais empolgante para o futuro é que estes eventos de perturbação de marés fornecem uma janela para a formação de estruturas complexas muito próximas do buraco negro supermassivo, como o disco de acreção e a coroa. Além de mostrar que os buracos negros têm acreção da mesma forma, independentemente do seu tamanho, os resultados representam apenas a segunda vez que os cientistas captaram a formação de uma coroa do início ao fim. 

 Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A Nebulosa da Medusa e Marte

A Nebulosa da Medusa, normalmente tênue e indescritível, é fotografada nesta cena atraente.

© Jason Guenzel (Nebulosa da Medusa e Marte)

No campo de visão telescópico, duas estrelas amareladas brilhantes, Mu e Eta Geminorum, estão à esquerda logo abaixo e acima da Nebulosa da Medusa situada na constelação de Gêmeos.

A própria Nebulosa da Medusa flutua abaixo e à esquerda do centro, uma crista de emissão em arco brilhante com tentáculos pendentes. Na verdade, a água-viva cósmica é parte do remanescente de supernova IC 443 em forma de bolha, ou seja, uma nuvem de detritos em expansão de uma estrela massiva que explodiu.

A luz daquela explosão atingiu o planeta Terra pela primeira vez há mais de 30.000 anos. Como sua prima do espaço sideral, o remanescente da supernova da Nebulosa do Caranguejo, a Nebulosa da Medusa é conhecida por abrigar uma estrela de nêutrons, o remanescente do núcleo estelar colapsado. 

Composto em 30 de abril, Este instantâneo telescópico, obtido em 30 de abril, também capta o planeta Marte. Agora vagando pelos céus do início da noite, o Planeta Vermelho também brilha com um brilho amarelado no lado direito do campo de visão. Considerando que a Nebulosa da Medusa está a cerca de 5.000 anos-luz de distância, enquanto Marte está atualmente a quase 18 minutos-luz da Terra.

Fonte: NASA

Estrelas de nêutrons podem ser maiores do que se pensava

Quando uma estrela massiva morre, ao início ocorre uma explosão de supernova. Depois, o que resta torna-se ou um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

© NASA (supernova 1E0102.2-7219)

A imagem acima é uma composição da supernova 1E0102.2-7219 em raios X obtida pelo Chandra (azul e roxo), luz visível pelo instrumento MUSE do Very Large Telescope (vermelho claro) e dados adicionais pelo telescópio espacial Hubble (vermelho escuro e verde). Uma estrela de nêutrons pode ser encontrada no seu centro.

Esta estrela de nêutrons é o corpo celeste mais denso que pode ser observado, com uma massa cerca de 1,4 vezes a do Sol. No entanto, ainda pouco se sabe sobre estes objetos impressionantes. Agora, um estudo argumenta que novas medições relacionadas com a estrela de nêutrons com um núcleo de chumbo podem exigir que os cientistas repensem as teorias sobre o tamanho geral destas estrelas. 

Em suma, as estrelas de nêutrons podem ser maiores do que os cientistas previram anteriormente. Pesquisadores calcularam que uma nova medição da espessura da camada de nêutrons do chumbo indica um raio entre 13,25 e 14,25 quilômetros para uma estrela de nêutrons média. 

Com base em experiências anteriores, outras teorias colocam o tamanho médio das estrelas de nêutrons em cerca de 10 a 12 quilômetros. Este trabalho desenvolvido por Jorge Piekarewicz, professor de física na Universidade Estatal da Flórida, EUA, complementa um estudo realizado por físicos do PREX (Lead Radius Experiment) no Acelerador Nacional Thomas Jefferson, EUA. 

A equipe do PREX realizou experiências que lhes permitiram medir a espessura da camada de nêutrons de um núcleo de chumbo a 0,28 femtômetros. Um núcleo atômico consiste de nêutrons e prótons. Se os nêutrons superam [em número] os prótons no núcleo, os nêutrons extra formam uma camada em torno do centro do núcleo. A espessura desta camada de nêutrons puros que cativou os físicos experimentais e teóricos, porque pode evidenciar o tamanho geral e a estrutura de uma estrela de nêutrons. E embora a experiência tenha sido feita com chumbo, a física é aplicável às estrelas de nêutrons, objetos que são um quintilhão de vezes maiores do que o núcleo atômico. 

Piekarewicz usou os resultados relatados pela equipe PREX para calcular as novas medições gerais das estrelas de nêutrons. "Não há experiência que possamos realizar em laboratório que consiga sondar a estrutura de uma estrela de nêutrons," disse Piekarewicz. "Uma estrela de neutrões é um objeto tão exótico que não fomos capazes de recriá-la em laboratório. Portanto, qualquer coisa que possa ser feita em laboratório para restringir ou nos informar sobre as propriedades de uma estrela de nêutrons é muito útil." 

Os novos resultados da equipe PREX eram maiores do que os das experiências anteriores, o que obviamente afeta a teoria geral e os cálculos relacionados com as estrelas de nêutrons. Ainda há mais trabalho a ser feito sobre o assunto e novos avanços na tecnologia estão constantemente melhorando a compreensão dos cientistas sobre o espaço.

Fonte: Florida State University

Evidência de titânio estável em supernova

O titânio encontrado na Cassiopeia A pode aumentar significativamente nossa compreensão de como estrelas massivas morrem como supernovas espetaculares.

© Hubble/Chandra/NuSTAR (ondas de choque numa supernova)

Conforme as ondas de choque atravessam uma estrela durante uma supernova, diferentes elementos são criados. Nesta imagem, o titânio é colorido de azul, o ferro é colorido de laranja, o oxigênio é colorido de roxo e a proporção de silício para magnésio é colorida de verde. A luz óptica é mostrada em amarelo. O titânio mostrado aqui é um isótopo instável fotografado pelo satélite NuSTAR da NASA; o novo tipo de titânio estável descoberto pelo Chandra não é retratado.

A Cassiopeia A, assim chamada por sua localização na famosa constelação em forma de W, é um dos mais jovens remanescentes de supernova da Via Láctea. Com apenas cerca de 350 anos, esta esfera impressionante de poeira e gás é tudo o que resta de uma estrela massiva que terminou sua vida em uma explosão poderosa. 

Embora os remanescentes de supernovas não sejam raros, ainda há muito que os astrônomos não sabem sobre exatamente como estrelas massivas explodem e morrem. Mas uma nova descoberta feita com o telescópio de raios X Chandra da NASA está trazendo novos aspectos sobre a situação. 

Quando uma estrela massiva explode, o núcleo da estrela começa a entrar em colapso sob sua própria gravidade. Este colapso gera ondas de choque, que ricocheteiam dentro do núcleo e começam a se mover para fora da estrela, separando-a em uma supernova espetacular. Ao longo do caminho, estas ondas de choque transformam parte do material da estrela em outros elementos.

As supernovas são a fonte de vários elementos pesados, como os que estão mais abaixo do que o ferro na tabela periódica, encontrados na Terra hoje. Isso inclui o titânio, que os astrônomos já avistaram (de cor azul na imagem acima) na Cassiopeia A antes.

Mas o Chandra descobriu recentemente um tipo diferente, ou isótopo, de titânio do que o detectado anteriormente. Diferentes isótopos de um determinado elemento têm o mesmo número de prótons, mas diferentes números de nêutrons, o que afeta se eles irão decair ou não em elementos mais leves ao longo do tempo. 

Este isótopo recentemente descoberto é estável, o que significa que não decai. E titânio estável nunca antes foi visto em nenhuma supernova. Isto é importante porque pode resolver um mistério de longa data sobre como as supernovas ocorrem. 

Em simulações de computador, as ondas de choque iniciais criadas quando o núcleo entra em colapso perdem força rapidamente, dissipando-se antes mesmo que a explosão da supernova possa ocorrer. Mas como as supernovas obviamente surgem, algo está faltando.

Adicionar os efeitos dos neutrinos, que são partículas leves criadas no colapso da estrela, resolve o problema, solicitando a criação de bolhas de material que se expandem rapidamente, emprestando à onda de choque a energia de que ela precisa para continuar.

Mas os astrônomos até agora não conseguiram encontrar evidências para apoiar a teoria de que os neutrinos podem impulsionar estas bolhas para alimentar ondas de choque, especificamente. Esta nova detecção muda isso: o isótopo de titânio estável que o Chandra avistou em Cassiopeia A, ao lado de outros elementos como cromo e ferro (cor de laranja), corresponde aos elementos que se espera se formarem dentro das bolhas criadas por uma explosão impulsionada por neutrinos. 

Especificamente, a temperatura e a densidade do material em tais bolhas criam as condições necessárias para formar os tipos de elementos vistos no remanescente. Esta é uma evidência bastante significativa de que a teoria do neutrino está correta, pelo menos para explosões como Cassiopeia A.

Fonte: Astronomy

Supernovas "gêmeas" auxiliam na cosmologia de precisão

Os cosmólogos descobriram uma maneira de duplicar a precisão da medição de distâncias até explosões de supernova, uma das suas ferramentas testadas e comprovadas para o estudo da misteriosa energia escura que está fazendo com que o Universo se expanda cada vez mais depressa.

© Observatório Las Cumbres (SN 2011fe na Galáxia do Cata-Vento)

Os resultados da colaboração Nearby Supernova Factory (SNfactory), liderada por Greg Aldering do Laboratório Nacional Lawrence Berkeley (Berkeley Lab) do Departamento de Energia dos EUA, permitirão aos cientistas estudar a energia escura com precisão e exatidão bastante aprimoradas e fornecer uma verificação cruzada poderosa da técnica através de vastas distâncias e do tempo.

As descobertas também serão fundamentais para as próximas experiências cosmológicas que vão usar novos telescópios terrestres e espaciais para testar explicações alternativas da energia escura. 

As supernovas foram usadas em 1998 para fazer a surpreendente descoberta de que a expansão do Universo está acelerando, ao invés de desacelerar como era esperado. Esta aceleração - atribuída à energia escura que compõe dois-terços de toda a energia no Universo - foi desde então confirmada por uma variedade de técnicas independentes, bem como por estudos mais detalhados de supernovas.

A descoberta da energia escura dependeu da utilização de uma classe específica de supernovas, as do Tipo Ia. Estas supernovas explodem sempre com quase o mesmo brilho máximo intrínseco. Dado que o brilho máximo observado da supernova é usado para inferir a sua distância, as pequenas variações restantes no brilho máximo intrínseco limitaram a precisão com a qual a energia escura podia ser testada.

Apesar de 20 anos de melhorias por muitos grupos, os estudos da energia escura por meio de supernovas até agora permaneceram limitados por estas variações. Os novos resultados anunciados pela colaboração SNfactory vêm de um estudo de vários anos dedicado inteiramente para aumentar a precisão das medições cosmológicas feitas com supernovas.

A medição da energia escura requer comparações dos brilhos máximos de supernovas distantes a bilhões de anos-luz de distância com os de supernovas próximas a "apenas" 300 milhões de anos-luz de distância.

A equipe estudou centenas destas supernovas próximas com detalhes requintados. Cada supernova foi medida várias vezes, em intervalos de alguns dias. Cada medição examinou o espectro da supernova, registrando a sua intensidade em toda a gama de comprimentos de onda da luz visível. 

Um instrumento feito sob medida para esta pesquisa, o SNIFS (SuperNova Integral Field Spectrometer), instalado no telescópio de 2,2 metros da Universidade do Havaí em Maunakea, foi usado para medir os espectros.

"Há muito tempo que temos esta ideia de que, se a física da explosão de duas supernovas fosse a mesma, os seus brilhos máximos seriam os mesmos. Usando os espectros da colaboração SNfactory como uma espécie de tomografia computorizada da explosão de supernova, pudemos testar esta ideia," disse Saul Perlmutter, laureado com o Prêmio Nobel de Física em 2011, cientista sênior do Berkeley Lab e professor da Universidade da Califórnia. 

De fato, há vários anos a física Hannah Fakhouri, na ocasião uma estudante que trabalhava com Perlmutter, fez uma descoberta chave para os resultados de hoje. Olhando para uma variedade de espectros obtidos pela colaboração SNfactory, ela descobriu que, em vários casos, os espectros de duas supernovas diferentes pareciam quase idênticos. Entre as cerca de 50 supernovas, algumas eram gêmeas virtualmente idênticas. Quando os espectros ondulantes de um par de gêmeas foram sobrepostos, a olho nu parecia haver apenas uma única impressão. 

A análise atual baseia-se nesta observação para modelar o comportamento das supernovas no período de tempo perto do seu brilho máximo. O novo trabalho quase quadruplica o número de supernovas usadas na análise. Isto tornou a amostra grande o suficiente para aplicar técnicas de aprendizagem de máquina e identificar estas gêmeas, levando à descoberta de que os espectros das supernovas do Tipo Ia variam de apenas três maneiras. Os brilhos intrínsecos das supernovas também dependem principalmente destas três diferenças observadas, tornando possível a medição das distâncias das supernovas com uma incrível precisão de cerca de 3%. 

Dado que as galáxias próximas são um pouco diferentes das distantes, havia uma séria preocupação de que tal dependência produzisse leituras falsas na medição da energia escura. Agora, esta preocupação pode ser bastante reduzida medindo supernovas distantes com esta nova técnica. 

A medição convencional de distâncias de supernovas usa curvas de luz, ou seja, imagens obtidas em várias cores conforme uma supernova se ilumina e desvanece. Ao invés, foi usado um espectro de cada supernova. Estes são muito mais detalhados e, com as técnicas de aprendizagem de máquina, tornou-se possível discernir o comportamento complexo que era fundamental para medir distâncias mais precisas.

Os resultados vão beneficiar duas grandes experiências futuras. A primeira será no Observatório Vera Rubin de 8,4 metros, em construção no Chile, com o seu levantamento LSST (Legacy Survey of Space and Time). O segundo é o futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA. Estes telescópios vão medir milhares de supernovas para melhorar ainda mais a medição da energia escura. Serão capazes de comparar os seus resultados com medições feitas usando técnicas complementares.

Estas descobertas são relatadas em dois artigos publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Lawrence Berkeley National Laboratory

Uma misteriosa supernova desprovida de hidrogênio

Uma curiosa estrela amarela pré-supernova fez com que os astrofísicos reavaliassem o que é possível durante a morte das estrelas mais massivas do nosso Universo.

© Kavli IPMU/Aya Tsuboi (estrela supergigante amarela e estrela azul)

No final das suas vidas, estrelas frias e amarelas são tipicamente envoltas em hidrogênio, que esconde o interior azul e quente da estrela. Mas esta estrela amarela, localizada a 35 milhões de anos-luz da Terra no aglomerado de galáxias de Virgem, misteriosamente não tinha esta camada crucial de hidrogênio no momento da explosão. 

Se uma estrela explodir sem hidrogênio, ela deve ser extremamente azul e muito quente. É quase impossível para uma estrela ser tão fria sem ter hidrogênio na sua camada externa.

Os astrônomos examinaram cada modelo estelar que pudesse explicar uma estrela como esta, e cada modelo requer que a estrela tivesse hidrogênio, sendo que através de sua supernova, nota-se que não tinha. 

Depois do levantamento YSE (Young Supernova Experiment) ter detectado a supernova 2019yvr na galáxia espiral relativamente próxima NGC 4666, a equipe usou imagens obtidas pelo telescópio espacial Hubble, que felizmente já tinha observado esta secção do céu dois anos e meio antes da estrela explodir.

O que as estrelas massivas fazem antes de explodirem é um grande mistério não resolvido. É raro ver este tipo de estrela logo antes de explodir como supernova. As imagens do Hubble mostram a fonte da supernova, uma estrela massiva fotografada apenas alguns anos antes da explosão. Vários meses depois da explosão, no entanto, foi descoberto que o material ejetado na explosão final da estrela parecia colidir com uma grande massa de hidrogênio. Isto levou a equipe a levantar a hipótese de que a estrela progenitora poderia ter expelido o hidrogênio alguns anos antes da sua morte.

Os astrônomos suspeitam que as estrelas sofrem erupções violentas nos anos que antecedem a supernova. A descoberta desta estrela fornece algumas das evidências mais diretas já encontradas de que as estrelas passam por erupções catastróficas, que as fazem perder massa antes de uma explosão. Se a estrela sofria estas erupções, então provavelmente expulsou o seu hidrogênio várias décadas antes de explodir.

No novo estudo, também foi apresentada outra possibilidade: uma estrela companheira menos massiva pode ter removido o hidrogênio da estrela progenitora da supernova. No entanto, a equipe não será capaz de procurar a estrela companheira até que o brilho da supernova diminua, o que pode levar até uma década.

Ao contrário do seu comportamento normal logo após a explosão, a interação do hidrogênio revelou que é uma espécie de supernova excêntrica. Mas é excepcional que os astrônomos tenham conseguido encontrar a sua estrela progenitora nos dados do telescópio espacial Hubble. Daqui a quatro ou cinco anos, será possível compreender mais sobre o que aconteceu.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

Uma nebulosa soprada pelo vento

A nuvem cósmica brilhante NGC 3199 fica a cerca de 12.000 anos-luz de distância, na constelação de Carina.

© M. Selby/R. Colombari (NGC 3199)

A nebulosa de emissão NGC 3199, também conhecida como Nebulosa da Banana,  tem cerca de 75 anos-luz de largura nesta visão em cores falsas de banda estreita. Embora a imagem profunda revele uma forma de bolha mais ou menos completa, ela parece muito torta com uma borda muito mais brilhante na parte superior. 

Perto do centro está uma estrela Wolf-Rayet (WR 18), uma estrela massiva, quente e de vida curta que gera um vento estelar intenso. Na verdade, as estrelas Wolf-Rayet são conhecidas por criar nebulosas com formas interessantes à medida que seus poderosos ventos varrem o material interestelar circundante. 

Neste caso, a borda brilhante provavelmente indica um choque de proa produzido quando a estrela deslocava através de um meio uniforme, como um barco na água. Mas as medições mostraram que a estrela não está realmente se movendo diretamente em direção à borda brilhante. Portanto, uma explicação mais provável é que o material ao redor da estrela não é uniforme, mas aglomerado e mais denso perto da borda brilhante da NGC 3199 soprada pelo vento.

Fonte: NASA

Hubble observa como um planeta gigante cresce

O telescópio espacial Hubble da NASA está fornecendo aos astrônomos uma rara visão de um exoplaneta do tamanho de Júpiter, ainda em formação, que se alimenta do material em torno de uma jovem estrela.

© STScI/Hubble/J. DePasquale (exoplaneta PDS 70b)

As observações do Hubble realçam o planeta PDS 70b. Um coronógrafo na câmara do Hubble bloqueia o brilho da estrela central para o planeta poder ser observado diretamente.

Embora já tenham sido catalogados até agora mais de 4.000 exoplanetas, apenas cerca de 15 foram fotografados diretamente por telescópios. E os planetas estão tão distantes e são tão pequenos, que são simplesmente pontos nas melhores fotos. A nova técnica da equipe usando o Hubble para obter imagens diretas deste planeta pavimenta um novo percurso para futuras pesquisas sobre exoplanetas, especialmente durante os anos de formação de um planeta. 

Este enorme exoplaneta, designado PDS 70b, orbita a estrela anã laranja PDS 70, que já é conhecida por ter dois planetas em formação ativa dentro de um disco enorme de poeira e gás que a rodeia. O sistema está localizado a 370 anos-luz da Terra na direção da constelação de Centauro.

Com uns meros cinco milhões de anos, o planeta ainda está reunindo material e acumulando massa. A sensibilidade do Hubble à luz ultravioleta (UV) fornece uma visão única da radiação do gás extremamente quente que cai para o planeta. As observações UV permitiram a medida direta e pela primeira vez do ritmo de crescimento em massa do planeta. 

O exoplaneta já atingiu até cinco vezes a massa de Júpiter ao longo de um período de aproximadamente cinco milhões de anos. A taxa de acreção medida atualmente indica que se esta permanecesse estável por mais outro milhão de anos, o planeta aumentaria apenas cerca de 1/100 da massa de Júpiter.

Os astrônomos enfatizam que estas observações são um único instantâneo no tempo, são necessários mais dados para determinar se o ritmo no qual o planeta ganha massa está aumentando ou a diminuindo. As medições sugerem que o planeta está no final do seu processo de formação.

O jovem sistema PDS 70 tem um disco primordial de gás e poeira que fornece combustível para o crescimento de planetas por todo o sistema. O planeta PDS 70b está rodeado pelo seu próprio disco de gás e poeira que está sugando material do muito maior disco circunstelar.

Os cientistas levantam a hipótese de que as linhas do campo magnético estendem-se do seu disco circumplanetário até à atmosfera do exoplaneta e estão canalizando material para a superfície do planeta. Se este material seguir colunas do disco para o planeta, provocaria manchas quentes, que podem ser pelo menos 10 vezes mais quentes do que a temperatura do planeta. Estas manchas quentes brilham intensamente no ultravioleta. 

Estas observações fornecem informações sobre como os planetas gigantes se formaram em torno do nosso Sol há 4,6 bilhões de anos. Júpiter pode ter crescido a partir de um disco circundante de material em queda. As suas principais luas também teriam sido formadas a partir de "sobras" deste disco.

Superar o brilho da estrela progenitora foi um desafio para a equipe. O PDS 70b orbita aproximadamente à mesma distância que Urano do Sol, mas a sua estrela é mais de 3.000 vezes mais brilhante do que o planeta nos comprimentos de onda ultravioletas. 

A estratégia de observação e a técnica de pós-processamento abrirá novas janelas para o estudo de sistemas semelhantes, ou até mesmo este sistema novamente, repetidamente com o Hubble. Com observações futuras, seria possível descobrir quando a maioria do gás e poeira cai sobre os seus planetas e se ocorre a um ritmo constante. 

Os resultados foram publicados no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute