Relação da massa estelar com discos de formação planetária

Usando dados de mais de 500 estrelas jovens observadas com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os cientistas descobriram uma ligação direta entre as estruturas do disco protoplanetário e a demografia planetária.

© ALMA/S. Dagnello (discos protoplanetários em anel, transição e estendido)

Os discos protoplanetários são formadores de planetas que rodeiam as estrelas, e são classificados em três categorias: anel, transição ou estendido. Estas imagens de cores falsas do ALMA mostram estas classificações em contraste absoluto. À esquerda: o disco em anel de RU Lup é caracterizado por lacunas estreitas que se pensa serem esculpidas por planetas gigantes com massas que variam entre uma massa de Netuno e uma massa de Júpiter. No meio: o disco de transição de J1604.3-2130 é caracterizado por uma grande cavidade interna que se pensa ser esculpida por planetas mais massivos que Júpiter, também conhecidos como planetas Super-Jovianos. À direita: pensa-se que o disco compacto de Sz104 não contenha planetas gigantes, já que não possui as lacunas e cavidades associadas com a presença de planetas gigantes. 

A pesquisa prova que estrelas com maior massa são mais propensas a estar rodeadas por discos com lacunas e que estas lacunas estão diretamente correlacionadas com a alta ocorrência de exoplanetas gigantes observados em torno delas. Estes resultados fornecem uma janela através do tempo, permitindo prever o aspeto dos sistemas exoplanetários em cada estágio da sua formação.

As lacunas nos discos protoplanetários há muito que são consideradas evidências gerais da formação planetária. No entanto, tem havido algum ceticismo devido à distância orbital observada entre os exoplanetas e as suas estrelas. Uma das principais razões é que exoplanetas em órbitas largas de dezenas de unidades astronômicas são raros. Porém, exoplanetas em órbitas menores, entre uma e dez unidades astronômicas, são muito mais comuns. 

O novo estudo é o primeiro a mostrar que o número de discos com lacunas nestas regiões corresponde ao número de exoplanetas gigantes num sistema estelar. A correlação também se aplica a sistemas estelares com estrelas de baixa massa, onde são mais propensos a encontrar exoplanetas rochosos massivos, também conhecidos como super-Terras. Estrelas de menor massa têm mais super-Terras rochosas, entre uma massa terrestre e uma massa de Netuno. Discos sem lacunas, mais compactos, levam à formação de super-Terras.

Esta ligação entre a massa estelar e a demografia planetária pode ajudar os cientistas a identificar quais as estrelas a ter como alvo na busca por planetas rochosos pela Via Láctea.

Um elemento importante da formação planetária é a influência da evolução da poeira. Sem planetas gigantes, a poeira irá sempre mover-se para dentro, criando condições ideais para a formação de planetas rochosos, menores e perto da estrela.

A pesquisa atual foi realizada usando dados de mais de 500 objetos observados em estudos anteriores usando as antenas do ALMA na Banda 6 e 7. Atualmente, o ALMA é o único telescópio que pode obter imagens da distribuição de poeira milimétrica em resolução angular alta o suficiente para resolver os discos de poeira e revelar a sua subestrutura, ou a falta dela. 

Nos últimos cinco anos, o ALMA produziu muitas pesquisas instantâneas de regiões de formação estelar próximas, resultando em centenas de medições da massa, do tamanho e da morfologia do disco de poeira. O grande número de propriedades do disco observadas permitiu fazer uma comparação estatística de discos protoplanetários com os milhares de exoplanetas descobertos. Esta é a primeira vez que uma dependência de massa estelar de discos com lacunas e discos compactos foi demonstrada com sucesso usando o telescópio ALMA. 

Estas novas descobertas ligam as belas estruturas das lacunas nos discos observados diretamente com o ALMA às propriedades de milhares de exoplanetas pela missão Kepler da NASA e a outros levantamentos exoplanetários. Os exoplanetas e a sua formação auxiliam a situar as origens da Terra e do Sistema Solar no contexto do que é visto acontecer em torno de outras estrelas.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Um berçário planetário caótico

A formação planetária ainda é um mistério. Os astrônomos estudam discos protoplanetários há décadas, tentando resolver os detalhes da gênese planetária.

© NRAO/B. Saxton (disco ao redor de Elias 2-27)

Vários rastreadores moleculares ajudaram os cientistas a melhor compreender os gases presentes no disco que rodeia Elias 2-27. Visível nesta animação, os dados do contínuo de poeira em 0,87mm (azul), a emissão de C18O (amarelo), e a emissão de 13CO (vermelho), cada camada vista individualmente e em composição.

Graças ao ALMA, uma equipe de cientistas, pela primeira vez, explorou fundo nas estruturas espirais do enorme disco protoplanetário de Elias 2-27, uma estrela jovem a 378 anos-luz de distância na direção da constelação de Ofiúco. A equipe pensa que as instabilidades gravitacionais são a origem das espirais, e não a interação com um planeta ou estrela companheira. 

Discos de gás e poeira rodeiam estrelas jovens recém-formadas. São chamados de discos protoplanetários, e os astrônomos esperam que os planetas se desenvolvam aí nos primeiros 10 milhões de anos de vida das estrelas.

Um dos mecanismos fundamentais que impulsionam este processo são as instabilidades gravitacionais, que ocorre quando o disco é massivo o suficiente para que a sua gravidade se torne relevante na forma como as partículas interagem entre elas. As instabilidades gravitacionais podem fazer com que o disco se fragmente em pequenos aglomerados, que podem tornar-se em planetas gigantes muito rapidamente. 

As características únicas de Elias 2-27 tornaram-na popular entre os cientistas do ALMA por mais de meia década. Uma equipe liderada por Laura Perez da Universidade do Chile descobriu, também usando o ALMA, as espirais no disco de Elias 2-27 em 2016. Mas não foram capazes de determinar o que gerou as instabilidades gravitacionais. Foram necessárias outras observações em várias bandas do ALMA e rastreadores de gás para explorar a estrutura das espirais tanto em gás como em poeira.

Descobriram em 2016 que o disco de Elias 2-27 tinha uma estrutura diferente de outros sistemas já estudados. Algo não observado num disco protoplanetário antes: dois braços espirais de grande escala. A origem destas estruturas permaneceu um mistério, por isso foram necessárias mais observações. Foi realizada uma exploração simultânea tanto da emissão de gás como da emissão da poeira neste sistema. 

Embora as instabilidades gravitacionais possam agora ser confirmadas para explicar as estruturas espirais no contínuo de poeira em torno da estrela, há também uma divisão interna, ou material ausente no disco, para o qual não há uma explicação clara. As imagens de alta resolução angular obtidas com o ALMA em vários comprimentos de onda foram fundamentais para estudar a morfologia do disco e as propriedades da poeira. A localização espacial das partículas de diferentes tamanhos permite entender os processos de crescimento da poeira e inferir a origem da morfologia espiral.

Além disso, a alta sensibilidade do ALMA permitiu à equipe estudar as perturbações cinemáticas e os processos dinâmicos rastreados pela emissão molecular. Usando duas moléculas como rastreadores (13CO e C18O), descobriram que o disco estava altamente perturbado e rodeado por emissões de gás em grande escala produzidas por material além da extensão do disco principal de poeira e gás.

As perturbações são grandes demais para serem explicadas por uma companheira. A estrutura vertical assimétrica do disco está provavelmente relacionada com a queda contínua de material, mostrando como os locais de formação planetária são caóticos. Uma das barreiras para entender a formação planetária era a falta de medições diretas da massa dos discos formadores de planetas. A alta sensibilidade do ALMA permitiu estudar mais de perto os processos dinâmicos, a densidade e até mesmo a massa do disco. 

Este achado é a base para o desenvolvimento de um método para medir a massa do disco que permitirá quebrar uma das maiores e mais insistentes barreiras no campo da formação planetária. O conhecimento da massa presente nos discos de formação de planetas possibilita determinar a quantidade de material disponível para a formação dos sistemas planetários e melhor entender o processo pelo qual se formam.

Embora a equipe tenha respondido a muitas perguntas críticas sobre o papel da instabilidade gravitacional e da massa do disco na formação planetária, o trabalho ainda não terminou. O estudo de como os planetas se formam é difícil porque demoram milhões de anos para serem constituídos.

Os resultados deste estudo foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Galáxias com matéria escura em falta

A medição de distância mais precisa, até à data, da galáxia ultradifusa (UDG) NGC 1052-DF2 (DF2) confirma, sem sombra de dúvida, que lhe falta matéria escura.

© STScI/Hubble (estrelas vermelhas velhas na galáxia ultradifusa DF2)

Esta imagem pelo Hubble fornece uma amostra de estrelas vermelhas velhas na galáxia ultradifusa DF2. A ampliação à direita revela as muitas estrelas gigantes vermelhas velhas nos limites da galáxia, usadas como marcadores intergalácticos de distância. 

Os pesquisadores calcularam uma distância mais precisa de DF2 usando o Hubble para observar cerca de 5.400 gigantes vermelhas. Estas estrelas mais velhas alcançam todas o mesmo pico de brilho, de modo que são "réguas" confiáveis para medir distâncias a galáxias. Estima-se que a DF2 esteja a 72 milhões de anos-luz da Terra. 

Dizem que a medição de distância solidifica a afirmação que DF2 tem matéria escura em falta. A galáxia contém no máximo 1/400 da quantidade de matéria escura que os astrônomos esperavam, com base na teoria e em observações de muitas outras galáxias. Chamada uma galáxia ultradifusa, esta galáxia estranha tem quase o diâmetro da Via Láctea mas contém apenas 1/200 do seu número de estrelas. A galáxia fantasmagórica não parece ter uma região central perceptível, braços espirais ou um disco. As observações foram feitas entre dezembro de 2020 e março de 2021 com o instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble. 

A distância recentemente medida de 22,1 +/-1,2 megaparsecs foi obtida por uma equipe internacional de pesquisadores liderados por Zili Shen e Pieter van Dokkum da Universidade de Yale e Shany Danieli, ligada ao Hubble no IAS (Institute for Advanced Study). A nova medição relatada neste estudo tem implicações cruciais para estimar as propriedades físicas da galáxia, confirmando assim a sua falta de matéria escura.

Os resultados são baseados em 40 órbitas do telescópio espacial Hubble, com imagens pelo instrumento ACS e uma análise TRGB ("tip of the red giant branch"), o padrão de ouro para estas medições refinadas. Em 2019, a equipe publicou resultados medindo a distância à vizinha UDG NGC 1052-DF4 (DF4) com base em 12 órbitas do Hubble e numa análise TRGB, que forneceu evidências convincentes da ausência de matéria escura. 

Este método preferido expande os estudos da equipe de 2018 que se baseavam em "flutuações de brilho da superfície" para medir a distância. Ambas as galáxias foram descobertas com o Dragonfly Telephoto Array no observatório New Mexico Skies.

Além de confirmar as descobertas de distância anteriores, os resultados do Hubble indicaram que as galáxias estavam localizadas um pouco mais longe do que se pensava anteriormente, reforçando o caso de que contêm pouca ou nenhuma matéria escura. Se DF2 estivesse mais perto da Terra, como afirmam alguns astrônomos, seria intrinsecamente mais fraca e menos massiva, e a galáxia precisaria de matéria escura para explicar os efeitos observados da massa total. 

A matéria escura é amplamente considerada um ingrediente essencial das galáxias, mas este estudo fornece mais evidências de que a sua presença pode não ser inevitável. Embora a matéria escura ainda não tenha sido observada diretamente, a sua influência gravitacional é como uma cola que mantém as galáxias unidas e governa o movimento da matéria visível.

No caso de DF2 e DF4, foi possível explicar o movimento das estrelas com base apenas na massa estelar, sugerindo uma falta ou ausência de matéria escura. Ironicamente, a detecção de galáxias deficientes em matéria escura provavelmente ajudará a revelar a sua natureza intrigante e fornecerá novas informações sobre a evolução galáctica. Apesar de DF2 e DF4 serem ambas comparáveis em tamanho à Via Láctea, as suas massas totais são apenas cerca de um por cento da massa da nossa Galáxia. Também se descobriu que estas galáxias ultradifusas têm uma grande população de aglomerados globulares especialmente luminosos. 

Esta pesquisa gerou um grande interesse acadêmico, bem como um debate energético entre os proponentes de teorias alternativas para a matéria escura, como a teoria MOND (Modified Newtonian Dynamics). No entanto, com as descobertas mais recentes, incluindo as distâncias relativas das duas UDGs a NGC1052, tais teorias alternativas parecem menos prováveis. Além disso, agora há pouca incerteza nas medições de distância, dada a utilização do método TRGB. Com base na física fundamental, este método depende da observação de estrelas gigantes vermelhas que emitem um flash depois de queimar o seu reservatório de hélio que sempre ocorre com o mesmo brilho. 

Seguindo em frente, os pesquisadores vão continuar caçando mais destas galáxias estranhas, enquanto consideram uma série de questões: como é que as UDGs são formadas? O que nos dizem sobre os modelos cosmológicos padrão? Quão comuns são estas galáxias, e que outras propriedades únicas têm? Será necessário descobrir muitas mais galáxias sem matéria escura para resolver estes mistérios e a questão final sobre o que realmente é a matéria escura.

Os resultados foram publicados periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Institute for Advanced Study

Fúria de Titãs

Uma colisão cósmica cataclísmica ocupa o centro do palco nesta imagem.

© Hubble (IC 1623)

A imagem mostra o par de galáxias IC 1623 interagindo, que fica a cerca de 275 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Cetus (A Baleia).

As duas galáxias estão nos estágios finais de fusão, e espera-se que um poderoso influxo de gás acione uma explosão frenética de formação de estrelas na galáxia compacta resultante.

Este par de galáxias interagindo é uma visão familiar; o telescópio espacial Hubble captou o par de galáxias IC 1623 em 2008 usando dois filtros em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos através da Advanced Camera for Surveys (ACS). 

Esta nova imagem incorpora novos dados da Wide Field Camera 3 e combina observações feitas em oito filtros abrangendo comprimentos de onda infravermelho a ultravioleta para revelar os detalhes mais tênues do par de galáxias IC 1623. 

Observações futuras do par de galáxias com o telescópio espacial James Webb possibilitará analisar os processos que alimentam a formação extrema de estrelas em ambientes como esta dupla de galáxias.

Fonte: ESA

Matéria escura está diminuindo a rotação da barra da Via Láctea

De acordo com um novo estudo realizado por pesquisadores da University College London (UCL) e da Universidade de Oxford, a rotação da barra galáctica da Via Láctea, que é composta por bilhões de estrelas agrupadas, diminuiu cerca de um-quarto desde a sua formação.

© P. C. Budassi (ilustração da Via Láctea)

Durante 30 anos, os astrofísicos previram esta desaceleração, mas esta é a primeira vez que foi medida. Os pesquisadores afirmam que fornece um novo tipo de visão sobre a natureza da matéria escura, que atua como um contrapeso, desacelerando a rotação.

No estudo, os pesquisadores analisaram observações do telescópio espacial Gaia de um grande grupo de estrelas, a corrente de Hércules, que estão em ressonância com a barra, isto é, giram em torno da Galáxia à mesma velocidade que a barra.

Estas estrelas estão capturadas gravitacionalmente pela barra giratória. O mesmo fenômeno ocorre com os asteroides gregos e troianos de Júpiter, que orbitam nos pontos Lagrange de Júpiter (à frente e atrás de Júpiter). Se a rotação da barra diminuir, espera-se que estas estrelas se movam para mais longe na Galáxia, mantendo o seu período orbital igual à rotação da barra. 

Os cientistas descobriram que as estrelas na corrente transportam uma impressão digital química, são mais ricas em elementos mais pesados (metais), provando que se afastaram do centro galáctico, onde as estrelas e os gases que as formam são cerca de 10 vezes mais ricos em metais em comparação com as seções exteriores da nossa Galáxia.

Usando estes dados, a equipe inferiu que a barra, composta por bilhões de massas solares, diminuiu a sua rotação em pelo menos 24% desde que se formou. Os astrofísicos há muito que suspeitam que a barra giratória no centro da nossa Galáxia está diminuindo de velocidade, mas só agora foi encontrada as primeiras evidências de tal acontecimento. O contrapeso que reduz esta rotação deve ser a matéria escura. Até agora, só foi possível inferir a matéria escura mapeando o potencial gravitacional das galáxias e subtraindo a contribuição da matéria visível.

Este estudo fornece um novo tipo de medição da matéria escura, não da sua energia gravitacional, mas da sua massa inercial, ou seja, a resposta dinâmica, que diminui a velocidade de rotação da barra.

Pensa-se que a Via Láctea, como as outras galáxias, esteja embebida num "halo" de matéria escura que se estende bem além da sua orla visível. A matéria escura é invisível e a sua natureza é desconhecida, mas a sua existência é inferida de galáxias que se comportam como se estivessem envoltas numa massa significativamente maior do que aquilo que é possível ver. Existe cerca de cinco vezes mais matéria escura no Universo do que matéria visível comum.

As teorias alternativas da gravidade, como a dinâmica Newtoniana modificada, rejeitam a ideia de matéria escura, e ao invés procuram explicar as discrepâncias ajustando a teoria da relatividade geral de Einstein. 

A Via Láctea é uma galáxia espiral barrada, com uma espessa barra de estrelas no meio e braços espirais que se estendem pelo disco. A barra gira na mesma direção que a Galáxia.

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

Fonte: University College London

A diversidade de galáxias formadoras de estrelas

Usando o ALMA, cientistas concluíram um censo de quase uma centena de galáxias no Universo próximo, mostrando os seus comportamentos e aparências.

© ALMA (NGC 4254 e NGC 4535)

Uma equipe de astrônomos, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), concluiu o primeiro censo de nuvens moleculares no Universo próximo, revelando que, ao contrário da opinião científica anterior, nem todos estes berçários estelares têm o mesmo aspeto e comportamento. 

As estrelas são formadas por nuvens de poeira e gás chamadas nuvens moleculares, ou berçários estelares. Cada berçário estelar no Universo pode formar milhares ou até dezenas de milhares de novas estrelas durante a sua vida. 

Entre 2013 e 2019, astrônomos do projeto PHANGS (Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS) realizaram o primeiro levantamento sistemático de 100.000 berçários estelares em 90 galáxias no Universo próximo para obter uma melhor compreensão da sua relação com as galáxias onde vivem.

Esta é a primeira vez que a equipe obteve imagens de ondas milimétricas de muitas galáxias próximas com a mesma nitidez e qualidade das imagens ópticas. E enquanto as imagens ópticas mostram a luz das estrelas, estas novas imagens inovadoras mostram as nuvens moleculares que formam estas estrelas.

Para melhor entender a formação estelar em diferentes tipos de galáxias, a equipe observou semelhanças e diferenças nas propriedades moleculares do gás e nos processos de formação estelar nos discos galácticos, barras estelares, braços espirais e centros de galáxias. Confirmaram que a localização, ou vizinhança, desempenha um papel crítico na formação das estrelas.

Ao mapear diferentes tipos de galáxias e a diversidade de ambientes que existem dentro das galáxias, possibilita rastrear toda a gama de condições sob as quais nuvens de gás, formadoras de estrelas, vivem no Universo atual. Isto permite medir o impacto que muitas variáveis diferentes têm na formação estelar. 

O modo como as estrelas se formam, e como a sua galáxia afeta esse processo, são aspetos fundamentais da astrofísica. Foi descoberto que as propriedades das nuvens de formação estelar dependem de onde estão localizadas: as nuvens nas densas regiões centrais das galáxias tendem a ser mais densas, mais massivas e mais turbulentas do que as nuvens que residem nos arredores tranquilos de uma galáxia. O ciclo de vida das nuvens também depende do seu ambiente. A rapidez com que uma nuvem forma estrelas e o processo que em última análise acaba por destruí-la parecem depender de onde esta nuvem está localizada.

Esta não é a primeira vez que o ALMA observa berçários estelares em outras galáxias, mas quase todos os estudos anteriores focaram-se em galáxias individuais ou em parte de uma. Durante um período de cinco anos, o PHANGS montou uma visão completa da população de galáxias próximas. O projeto PHANGS é uma nova forma de cartografia cósmica que nos permite ver a diversidade das galáxias com outras características. 

O novo atlas não significa o fim da viagem. Embora o levantamento tenha respondido a perguntas sobre o quê e onde, levantou outras. Ainda não é conhecido porquê ou como estas variações afetam as estrelas e os planetas formados.

Dez artigos que relatam os resultados do levantamento PHANGS foram apresentados na 238.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Região colorida em Sagitário

O campo da NGC 6559 em Sagitário mostra nebulosas de emissão brilhantes vermelhas, nebulosas de absorção escuras e nebulosas de reflexão azul de poeira, rodeadas pelas estrelas formadas a partir delas.

© Miguel Claro (NGC 6559, IC 1274, IC 1275 e B91)

No centro da cena estão IC 1274 e IC 1275, regiões circulares vermelhas separadas por uma borda de nebulosidade de reflexão azul apresentada acima da grande nebulosa escura B91. 

No canto superior direito está NGC 6559, uma região de nuvens rica em gás quente brilhante. A nebulosa azul visível está refletindo a luz de um grupo de enormes estrelas azuis.

Fonte: Astronomy

Resolvido o mistério da diminuição de brilho de Betelgeuse

Quando Betelgeuse, uma estrela brilhante de cor laranja da constelação de Órion, se tornou visivelmente mais escura no final de 2019 e início de 2020, a comunidade astronômica ficou intrigada.

© ESO/VLT (Betelgeuse)

Uma equipe de astrônomos acaba de publicar novas imagens da superfície da estrela, obtidas com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, que mostram claramente como é que o brilho desta estrela variou. Esta nova pesquisa revela que a estrela esteve parcialmente escondida por uma nuvem de poeira, uma descoberta que desvenda finalmente o mistério da “Grande Diminuição de Brilho” de Betelgeuse. A diminuição de brilho de Betelgeuse, uma variação observada, inclusive, a olho nu. 

Na ocasião, a equipe de Miguel Montargès, do Observatoire de Paris, França, apontou o Very Large Telescope (VLT) do ESO em direção desta estrela no final de 2019. Uma imagem de dezembro 2019, quando comparada com uma imagem anterior da estrela obtida em janeiro do mesmo ano, mostrou que a superfície estelar se encontrava significativamente mais escura, especialmente na região sul.

No entanto, os astrônomos não sabiam o porquê. A equipe continuou observando a estrela durante a sua “Grande Diminuição de Brilho”, captando duas novas imagens, nunca antes vistas, em janeiro de 2020 e em março de 2020. Em abril de 2020, Betelgeuse já havia retornado ao seu brilho normal.

As imagens são as únicas que possuímos que mostram a superfície de Betelgeuse variando de brilho ao longo do tempo. No novo estudo, a equipe revelou que a misteriosa diminuição de brilho foi causada por um véu de poeira que cobriu a estrela, o que, que por sua vez foi o resultado de uma queda na temperatura na superfície estelar de Betelgeuse. 

A superfície de Betelgeuse varia regularmente à medida que bolhas de gás se movem, encolhem e aumentam dentro da estrela. A equipe concluiu que algum tempo antes da Grande Diminuição de Brilho, a estrela ejetou uma enorme bolha de gás que se deslocou para longe. Quando uma parte da superfície esfriou pouco tempo depois, esta diminuição de temperatura foi suficiente para permitir a condensação deste gás em poeira sólida.

A poeira expelida por estrelas evoluídas frias, tais como esta ejeção, pode se transformar nos blocos constituintes de planetas terrestres e de vida. Em vez de ser apenas o resultado de uma ejeção de poeira, houve algumas especulações de que a queda de brilho de Betelgeuse poderia ser um sinal da sua morte iminente na forma de uma explosão de supernova.

Uma supernova não tem sido observada em nossa galáxia desde o século XVII, então os astrônomos atuais não têm certeza do que esperar de uma estrela na fase que antecede este evento explosivo. No entanto, este novo trabalho de pesquisa confirmou que a Grande Diminuição de Brilho de Betelgeuse não foi um sinal precoce de que a estrela estava caminhando para seu destino dramático.

A equipe usou o instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) montado no VLT do ESO para obter imagens de forma direta da superfície de Betelgeuse, juntamente com dados coletados pelo instrumento GRAVITY montado no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI), para monitorar a estrela ao longo da sua diminuição de brilho.

O estudo de Betelgeuse, uma estrela supergigante vermelha, poderá evoluir com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo “A dusty veil shading Betelgeuse during its Great Dimming” publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Água líquida em exoluas de planetas "fugitivos"

A água, no estado líquido, é o elixir da vida. Tornou a vida possível na Terra e é indispensável para a continuidade de sistemas vivos no planeta.

© Tommaso Grassi (ilustração de um exoplaneta fugitivo e sua exolua)

Isto explica a razão porque os cientistas estão constantemente à procura de evidências de água em outros corpos sólidos no Universo. No entanto, até agora a existência de água líquida em outros planetas além da Terra não está comprovada diretamente. Existem indícios de que várias luas nos confins do nosso próprio Sistema Solar, mais especificamente, Encélado em Saturno e três das luas de Júpiter (Ganimedes, Calisto e Europa) podem abrigar oceanos subterrâneos.

Quais são, então, as perspetivas para a detecção de água nas luas de planetas localizados além do nosso Sistema Solar? Em cooperação com colegas da Universidade de Concepción, no Chile, os físicos Barbara Ercolano e Tommaso Grassi da Universidade de Munique usaram métodos matemáticos para modelar a atmosfera e a fase gasosa química de uma lua em órbita de um planeta "fugitivo". Estes são planetas não associados a uma estrela (também chamados planetas interestelares).

Os planetas interestelares são de interesse principalmente porque as evidências indicam que existem muitos por aí. Estimativas conservadoras sugerem que a nossa própria Galáxia hospeda pelo menos tantos planetas "fugitivos" do tamanho de Júpiter quanto estrelas, e a própria Via Láctea é o lar de mais de 100 bilhões de estrelas.

Ercolano e Grassi utilizaram um modelo de computador para simular a estrutura térmica da atmosfera de uma exolua do mesmo tamanho da Terra em órbita de um planeta nômade. Os seus resultados sugerem que a quantidade de água presente à superfície da lua seria cerca de 10.000 vezes menor do que o volume total dos oceanos do nosso planeta, mas 100 vezes mais do que a encontrada na atmosfera da Terra. Isto seria suficiente para permitir que a vida evoluísse e prosperasse. 

O modelo do qual esta estimativa foi derivada consiste de uma lua do tamanho da Terra e de um planeta interestelar do tamanho de Júpiter. Espera-se que tal sistema, que não tem nenhuma companheira estelar nas proximidades, seja escuro e frio. Ao contrário do nosso Sistema Solar, não existe uma estrela central que possa servir como uma fonte confiável de energia para impulsionar as reações químicas. Em vez disso, no modelo dos pesquisadores, os raios cósmicos fornecem o impulso químico necessário para converter o hidrogênio molecular e o dióxido de carbono em água e outras substâncias. 

Para manter o sistema "agitado", os autores invocam as forças das marés exercidas pelo planeta sobre a sua lua como uma fonte de calor, e assumindo que o dióxido de carbono é responsável por 90% da atmosfera da lua, o efeito estufa resultante reteria efetivamente uma grande parte do calor gerado na lua. Juntas, estas fontes energéticas seriam suficientes para manter a água no estado líquido.

Um artigo foi publicado no periódico International Journal of Astrobiology.

Fonte: Universität München

Descoberta a mais antiga "tempestade" de um buraco negro

Pesquisadores, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), descobriram um vento galáctico titânico impulsionado por um buraco negro supermassivo há 13,1 bilhões de anos.

© ALMA (galáxia J1243+0100)

A distribuição do gás "calmo" na galáxia é vista a amarelo, e a distribuição do vento galáctico de alta velocidade é mostrado a azul. O vento está localizado no centro da galáxia, o que indica que o buraco negro supermassivo impulsiona-o.

Este é o exemplo mais antigo até agora observado de tal vento e é um sinal revelador de que os buracos negros enormes têm um efeito profundo no crescimento das galáxias desde o início da história do Universo. No centro de muitas galáxias grandes esconde-se um buraco negro supermassivo que é milhões a bilhões de vezes mais massivo do que o Sol.

Curiosamente, a massa do buraco negro é aproximadamente proporcional à massa da região central (bojo) da galáxia no Universo próximo. À primeira vista, isto pode parecer óbvio, mas na realidade é muito estranho. A razão é que os tamanhos das galáxias e dos buracos negros diferem em cerca de dez ordens de magnitude. Com base nesta relação proporcional entre as massas de dois objetos de tamanhos tão diferentes, os astrônomos pensam que as galáxias e os buracos negros cresceram e evoluíram juntos (coevolução) por meio de algum tipo de interação física. 

Um vento galáctico pode fornecer este tipo de interação física entre buracos negros e galáxias. Um buraco negro supermassivo engole uma grande quantidade de matéria. Conforme esta matéria começa a mover-se a alta velocidade devido à gravidade do buraco negro, ela emite energia intensa, que pode empurrar a matéria circundante para fora. É assim que o vento galáctico é criado.

"A questão é saber quando os ventos galácticos passaram a existir no Universo," diz Takuma Izumi, autor principal do artigo científico e pesquisador do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan). "Esta é uma questão importante porque está relacionada com um problema importante na astronomia: como é que as galáxias e os buracos negros supermassivos coevoluíram?"

Os pesquisadores usaram primeiro o telescópio Subaru do NAOJ para procurar buracos negros supermassivos. Graças à sua capacidade de observação de campo amplo, encontraram mais de 100 galáxias com buracos negros supermassivos no Universo há mais de 13 bilhões de anos.

Em seguida, foi usada a alta sensibilidade do ALMA para investigar o movimento do gás nas galáxias hospedeiras dos buracos negros. O ALMA observou a galáxia HSC J124353.93+010038.5 (J1243+0100 para abreviar), descoberta pelo telescópio Subaru, e captou ondas de rádio emitidas pela poeira e por íons de carbono na galáxia.

A análise detalhada dos dados do ALMA revelou que em J1243+0100 existe um fluxo de gás de alta velocidade, movendo-se a 500 km por segundo. Este fluxo gasoso tem energia suficiente para afastar o material estelar da galáxia e interromper a atividade de formação estelar. 

O fluxo de gás encontrado neste estudo é verdadeiramente um vento galáctico, e é o exemplo mais antigo observado de uma galáxia com um vento enorme de tamanho galáctico. O detentor anterior do recorde era uma galáxia há cerca de 13 bilhões de anos, de modo que esta observação empurra o início outros 100 milhões de anos.

A equipe também mediu o movimento do gás silencioso em J1243+0100 e estimou a massa do bojo da galáxia, com base no seu equilíbrio gravitacional, em cerca de 30 bilhões de massas solares. A massa do buraco negro supermassivo da galáxia, estimada por outro método, equivale a 1% deste valor. 

A proporção da massa do bojo para a do buraco negro supermassivo nesta galáxia é quase idêntica à proporção da massa dos buracos negros para a das galáxias no Universo moderno. Isto implica que a coevolução dos buracos negros supermassivos e das galáxias vem ocorrendo desde menos de um bilhão de anos após o nascimento do Universo.

"As nossas observações suportam recentes simulações de computador de alta precisão que previram que as relações coevolucionárias existiam mesmo há cerca de 13 bilhões de anos," comenta Izumi. "Estamos planejando observar um grande número de tais objetos no futuro e esperamos esclarecer se a coevolução primordial vista neste objeto é ou não uma imagem precisa do Universo naquela época."

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Descoberta de um buraco negro supermassivo por meio de um eco de luz

Os buracos negros supermassivos ocupam o centro das galáxias, com massas que variam de um milhão a 10 bilhões de massas solares.

© VLA/ALMA (galáxia Arp 187)

Composição rádio da galáxia Arp 187 obtida pelo telescópios VLA e ALMA (azul: VLA a 4,86 GHz, verde: VLA a 8,44 GHz, vermelho: ALMA a 133 GHz). A imagem mostra claramente lóbulos de jato bimodal, mas o núcleo central (centro da imagem) está escuro, ou seja, sem detecção.

Alguns estão numa fase brilhante chamada "núcleo galáctico ativo" (ou NGA). Os NGAs acabarão por desvanecer, pois há um limite máximo de massa para os buracos negros supermassivos; os cientistas há muito que se perguntam quando é que isso acontecerá.

Kohei Ichikawa, da Universidade de Tohoku (Japão), e o seu grupo de pesquisa podem ter descoberto por acidente um núcleo galáctico ativo no final da sua vida, após captar um sinal NGA da galáxia Arp 187. 

Observando as imagens de rádio da galáxia com dois observatórios astronômicos, o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e o VLA (Very Large Array), encontraram um lóbulo de jato, um sinal característico de um núcleo galáctico ativo. No entanto, não notaram nenhum sinal do núcleo, indicando que a atividade do NGA pode já estar silenciosa.

Após uma análise mais aprofundada dos dados em vários comprimentos de onda, descobriram que todos os indicadores de pequena escala de um núcleo galáctico ativo estavam "apagados", enquanto que os de grande escala ainda eram brilhantes. Isto ocorre porque o NGA foi recentemente extinto, muito provavelmente nos últimos 3.000 anos.

Assim que um núcleo galáctico ativo morre, as características em pequena escala de um NGA tornam-se fracas porque mais fontes de fótons também são desligadas. Mas a região de gás ionizado em grande escala ainda é visível, pois os fótons levam cerca de 3.000 anos para alcançar a orla da região. 

A observação da atividade anterior de um NGA é conhecida como eco de luz. Foi usado o satélite de raios X NuSTAR da NASA, atualmente a melhor ferramenta para observar a atividade de um núcleo galáctico ativo. Os achados indicam que o NGA se desliga ao longo de uma escala de 3.000 anos, durante o qual o núcleo se torna 1.000 vezes mais fraco. 

A equipe vai continuar pesquisando núcleos galácticos ativos moribundos no futuro. Serão procurados mais NGAs moribundos usando um método semelhante ao usado neste estudo, também  serão efetuadas observações de acompanhamento de alta resolução espacial necessárias para analisar os fluxos de gás, o que pode esclarecer como ocorreu o cessar de atividade do núcleo galáctico ativo.

O estudo científico foi apresentado durante a 238.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana.

Fonte: Tohoku University

Uma potência galáctica

Esta imagem mostra a galáxia espiral NGC 3254, observada através da Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 3254)

A WFC3 tem a capacidade de observar luz ultravioleta, visível e infravermelha próxima, e esta imagem é uma composição de observações feitas no visível e infravermelho. Nesta imagem, a NGC 3254 parece uma galáxia espiral típica, vista de lado. No entanto, a NGC 3254 tem um segredo fascinante que está escondido à vista de todos, é uma galáxia Seyfert, o que significa que tem um núcleo extraordinariamente ativo, conhecido como um núcleo galáctico ativo, que libera tanta energia quanto o resto da galáxia gera simultaneamente. 

As galáxias Seyfert não são raras, acredita-se que cerca de 10% de todas as galáxias sejam galáxias Seyfert. Elas pertencem à classe das “galáxias ativas”, ou seja, galáxias que têm buracos negros supermassivos em seus centros que estão acumulando material ativamente, que libera grandes quantidades de radiação à medida que é agregada.

Existe um segundo tipo de galáxia, muito mais ativo, conhecido como quasar. Os núcleos ativos das galáxias Seyfert, como a NGC 3254, são mais brilhantes quando observados na luz fora do espectro visível. Em outros comprimentos de onda, esta imagem seria muito diferente, com o núcleo da galáxia brilhando muito intensamente.

Fonte: ESA

Descoberto novo exoplaneta com uma atmosfera ideal para estudo

Uma equipe internacional de colaboradores, incluindo cientistas do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA e da Universidade do Novo México, descobriram um novo exoplaneta temperado, do tamanho de Netuno, com um período orbital de 24 dias orbitando uma estrela anã M próxima.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do exoplaneta TOI-1231 b)

A descoberta recente fornece oportunidades empolgantes de pesquisa graças à atmosfera substancial do planeta, à pequena estrela que orbita e à velocidade a que o sistema se afasta da Terra. 

O exoplaneta, TOI-1231 b, foi detectado usando dados fotométricos do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e seguido por observações com o PFS (Planet Finder Spectrograph) no telescópio Magellan Clay do Observatório Las Campanas, Chile. O PFS é um instrumento sofisticado que detecta exoplanetas por meio da sua influência gravitacional sobre as suas estrelas hospedeiras. À medida que os planetas orbitam as suas estrelas progenitoras, as velocidades estelares medidas variam periodicamente, revelando a presença planetária e informações sobre a sua massa e órbita. 

A estratégia de observação adotada pelo TESS da NASA, que divide cada hemisfério em 13 setores que são analisados durante aproximadamente 28 dias, está produzindo a pesquisa mais abrangente de todo o céu para planetas em trânsito. Esta abordagem já provou a sua capacidade de detectar planetas grandes e pequenos em torno de estrelas que vão desde aquelas semelhantes ao Sol até estrelas anãs M de baixa massa. 

As estrelas anãs M, também conhecidas como anãs vermelhas, são o tipo mais comum de estrela na Via Láctea, constituindo cerca de 70% de todas as estrelas da Galáxia. As anãs M são menores, possuem uma fração da massa do Sol e têm baixa luminosidade. Dado que uma anã M é menor, quando um planeta de um determinado tamanho transita a estrela, a quantidade de luz que é bloqueada é maior, tornando o trânsito mais facilmente detectável.

Imagine um planeta parecido com a Terra passando em frente de uma estrela do tamanho do Sol: vai bloquear uma pequena parte da sua luz; mas se estiver passando à frente de uma estrela muito menor, a proporção de luz bloqueada será maior. Em determinado sentido, isto cria uma sombra maior à superfície da estrela, tornando os planetas ao redor das anãs M mais fáceis de detectar e de estudar. 

Embora permita a detecção de exoplanetas no céu, a estratégia do levantamento do TESS também produz tendências observacionais significativas com base no período orbital. Os exoplanetas devem transitar as suas estrelas hospedeiras pelo menos duas vezes dentro do intervalo de observação do TESS para serem detectados com o período correto pelo SPOC (Science Processing Operations Center) e pelo QLP (Quick Look Pipeline), que "vasculham" a cadência de dados do TESS de 2 e 30 minutos, respetivamente. Dado que 74% da cobertura total do céu pelo TESS é apenas observada durante 28 dias, a maioria dos exoplanetas detectados pelo TESS têm períodos inferiores a 14 dias. 

O TOI-1231 b tem um período de 24 dias, o que torna a sua descoberta ainda mais valiosa. Os astrônomos foram capazes de reunir os dados necessários para caracterizar a estrela hospedeira e medir o raio e a massa do planeta. Estes valores, por sua vez, permitiram calcular a densidade do planeta e teorizar sobre a sua composição.

O TOI-1231 b é muito semelhante em tamanho e densidade a Netuno, de modo que tem uma atmosfera gasosa similarmente grande. Outra vantagem dos exoplanetas que orbitam anãs M é que possibilita medir as suas massas com mais facilidade porque a proporção entre a massa do planeta e a massa da estrela é também maior.

Embora TOI-1231 b esteja oito vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, a sua temperatura é parecida à da Terra, graças à estrela hospedeira que é mais fria e menos brilhante. No entanto, o próprio planeta é realmente maior do que a Terra e um pouco menor que Netuno. Com uma temperatura de mais ou menos 330 K, TOI-1231 b é um dos exoplanetas pequenos e mais frios, acessíveis para estudos atmosféricos, descobertos até agora. 

Investigações anteriores sugeriram que planetas tão frios podem ter nuvens no alto da sua atmosfera, o que torna difícil a determinação dos gases que o rodeiam. Mas novas observações de outro planeta pequeno e frio, chamado K2-18 b, quebraram esta tendência e mostraram evidências de água na sua atmosfera, surpreendendo muitos astrônomos.

Além disso, com o alto brilho no infravermelho próximo da estrela hospedeira, é um alvo excitante para futuros estudos com o telescópio espacial Hubble e com o telescópio espacial James Webb. O primeiro conjunto destas observações deverá ocorrer no final deste mês através do telescópio espacial Hubble. 

A baixa densidade de TOI-1231 b indica que é cercado por uma atmosfera substancial, em vez de ser um planeta rochoso. Mas a composição e a extensão desta atmosfera são desconhecidas! 

O TOI-1231 b pode ter uma atmosfera de hidrogênio ou de hidrogênio-hélio, ou uma atmosfera mais densa de vapor de água. Cada uma delas apontaria para uma origem diferente, permitindo aos astrônomos entender se e como os planetas se formam de maneira diferente em torno de anãs M quando comparados com os planetas que orbitam o nosso Sol, por exemplo. Geralmente, os átomos de hidrogênio são quase impossíveis de detetar porque a sua presença é mascarada pelo gás interestelar. Mas este sistema planeta-estrela fornece uma oportunidade única de aplicar este método devido à velocidade com que se afasta da Terra.

A pesquisa será publicada numa edição futura do periódico The Astronomical Journal.

Fonte: NASA

Uma rara "hélice" magnética num sistema binário

Pesquisadores da Universidade de Notre Dame identificaram a primeira hélice magnética eclipsante num sistema estelar variável cataclísmico.

© M. Garlick (ilustração de anã branca magnética com rápida rotação)

O sistema estelar, conhecido como J0240, é apenas o segundo do seu tipo já registado. Foi identificado em 2020 como uma variável cataclísmica incomum, um sistema binário que consiste de uma estrela anã branca e uma estrela vermelha doadora de massa.

Normalmente, a estrela anã branca compacta recolhe o gás doado e cresce em massa. No entanto, em J0240 a anã branca magnética e de rápida rotação rejeita a doação de gás e impulsiona-o para fora do sistema binário e com um campo magnético forte cria um formato de uma hélice.

As anãs brancas são os remanescentes densos de estrelas de baixa massa como o nosso Sol, que irá evoluir para uma anã branca daqui a aproximadamente cinco bilhões de anos. No entanto, sem uma estrela companheira, o Sol nunca fará parte de um sistema variável cataclísmico. 

A única outra variável cataclísmica semelhante a J0240 é AE Aquarii, um sistema estelar binário conhecido desde a década de 1950 e que se pensa ser também um sistema de hélice magnética. Por outro lado, observa-se que J0240 está perto do plano orbital binário, o que significa que o gás ejetado do sistema é visto em silhueta contra a luz estelar. 

Esta é a primeira evidência direta de que uma hélice magnética ejeta o gás doado pela estrela vermelha. Este gás está bloqueando parte da luz de ambas as estrelas e podemos ver esta absorção diretamente nos nossos dados. Os pesquisadores começaram as observações no LBT (Large Binocular Telescope) no Arizona (EUA), onde foi registrada a ocorrência de proeminências e eclipses que ilustravam a rápida rotação da anã branca, e a atração do campo magnético, que expele influxos gasosos que de outra forma seriam adicionados à estrela, criando assim uma espiral de gás que se expande para longe das duas estrelas.

A equipe recolheu observações em setembro, outubro e novembro de 2020. Os dados obtidos em setembro captaram a primeira metade da órbita de J0240. Em outubro, foi captado a segunda metade. 

As proeminências são pequenas explosões que liberam gás a 1% da velocidade da luz. As erupções desaparecem quando a companheira vermelha fica no caminho durante um eclipse. A partir da duração dos eclipses, foi possível de identificar a localização das proeminências. As erupções vêm de muito perto da companheira compacta, provavelmente da pressão de gás que recebe ao aproximar-se do campo magnético que gira rapidamente. 

Uma das grandes incógnitas é o período de rotação da anã branca, que a equipe não conseguiu determinar. A energia da hélice vem da anã branca giratória, portanto, espera-se que a rotação diminua com o tempo. Quando acabar, a hélice irá parar e o sistema parecerá uma variável cataclísmica comum. É uma fase muito curta em a anã branca magnética gira tão depressa quanto é possível sem realmente se autodestruir. Uma rotação tão elevada, com um campo magnético forte, parece que não pode ser apenas coincidência.

Um artigo será publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Notre Dame

O comportamento de jatos de protoestrelas massivas

Os astrônomos que estudam o jato de material em rápido movimento ejetado por uma jovem estrela massiva ainda em formação descobriram uma grande diferença entre este jato e aqueles ejetados por estrelas jovens menos massivas.

© NRAO/VLA (jato da protoestrela Cep A HW2)

Os cientistas fizeram a descoberta usando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) para obter a imagem mais detalhada até agora da região interna de um jato vindo de uma estrela jovem e massiva. 

Ambas as estrelas jovens de massa baixa e alta, ou protoestrelas, impulsionam jatos perpendiculares a um disco de material em órbita da estrela. Em estrelas com massas semelhantes à do Sol, estes jatos são estreitos, ou focados, relativamente perto da estrela num processo chamado colimação. 

Como a maioria das protoestrelas de grande massa estão mais distantes, o estudo destas regiões íntimas tem sido mais difícil, de modo que não era conhecido se este era o caso com elas. 

Uma equipe de cientistas observou uma protoestrela chamada Cep A HW2, localizada a cerca de 2.300 anos-luz da Terra na direção da constelação de Cefeu. Espera-se que a protoestrela Cep A HW2 se torne uma nova estrela cerca de 10 vezes mais massiva do que o Sol. 

As novas imagens pelo VLA mostraram os melhores detalhes já vistos em tal objeto, fornecendo a sua primeira visão da parte mais interna do jato, uma parte quase tão longa quanto o diâmetro do Sistema Solar. 

Em protoestrelas de massa inferior, as observações mostraram que os jatos são colimados tão perto da estrela quanto apenas algumas vezes a distância Terra-Sol. Na Cep A HW2, no entanto, não é visto um único jato, mas duas coisas: um vento de grande angular originando perto da estrela, depois um jato altamente colimado a alguma distância. O jato colimado começa a uma distância da estrela comparável à distância do Sol a Urano ou Netuno. 

A descoberta levanta duas possibilidades principais. Em primeiro lugar, o mesmo mecanismo pode estar em funcionamento em protoestrelas de massa alta e baixa, mas a distância de colimação pode ser determinada pela massa, ocorrendo mais longe em sistemas mais massivos. A segunda possibilidade é que as estrelas massivas podem produzir apenas o vento de grande angular visto na Cep A HW2, com a colimação ocorrendo apenas quando as condições físicas em torno da estrela restringem o fluxo. 

Este caso apontaria para uma grande diferença nos mecanismos em funcionamento nas protoestrelas de diferentes massas. É importante conhecer este aspecto para entender como as estrelas de todas as massas se formam.

As descobertas foram relatadas no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory