Princípio da Equivalência de Einstein verificado em quasares

De acordo com a teoria da relatividade geral de Einstein, a gravidade afeta tanto a luz quanto a matéria.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de um quasar)

Uma consequência desta teoria científica, baseada no Princípio da Equivalência, é que a luz que escapa de uma região com um forte campo gravitacional perde energia pelo caminho, ficando mais vermelha, um fenômeno conhecido como desvio para o vermelho gravitacional.

A sua quantificação fornece um teste fundamental da teoria da gravitação de Einstein. Até agora, este teste tinha sido realizado apenas em corpos no Universo próximo, mas graças à utilização de um novo procedimento experimental, cientistas do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de Granada conseguiram medir o desvio para o vermelho gravitacional em quasares e assim estender o teste a regiões muito distantes de onde a luz foi emitida quando o nosso Universo era jovem.

O Princípio da Equivalência de Einstein é a pedra angular da Teoria da Relatividade Geral, que é a nossa melhor descrição atual da gravidade e uma das teorias básicas da física moderna. O princípio afirma que é experimentalmente impossível distinguir entre um campo gravitacional e um movimento acelerado do observador, e uma das suas previsões é que a luz emitida de dentro de um campo gravitacional intenso deve sofrer uma mudança mensurável para energias espectrais mais baixas, o que para a luz significa uma mudança para o vermelho, o denominado redshift (desvio para o vermelho). 

Esta previsão foi bem e frequentemente confirmada perto da Terra, desde as primeiras medições em 1959 por R.V. Pound e G.A. Rebka, da Universidade Harvard, até às medições mais recentes com satélites. Também foi confirmada usando observações do Sol e de algumas estrelas, como a vizinha Sirius B, e a estrela S2 perto do buraco negro supermassivo no centro da Galáxia. 

Mas confirmá-la com medições extragalácticas tem sido difícil, e houveram apenas alguns testes com medições complicadas e baixa precisão em aglomerados de galáxias relativamente perto de nós em termos cosmológicos. A razão para esta falta de testes no Universo mais distante é a dificuldade em medir o desvio para o vermelho, pois na maioria das situações o efeito da gravidade sobre a luz é muito pequeno. 

Por esta razão, os buracos negros massivos com campos gravitacionais muito fortes fornecem cenários promissores para medir desvios para o vermelho gravitacionais. Em particular, os buracos negros supermassivos encontrados no centro das galáxias, que têm campos gravitacionais enormes, fornecem um dos cenários mais promissores para medir o desvio para o vermelho gravitacional. Estes estão situados nos centros de quasares extraordinariamente luminosos e distantes. 

Um quasar é um objeto no céu que se parece com uma estrela, mas que está situado a uma grande distância de nós, de modo que a luz que dele recebemos foi emitida quando o Universo era muito mais jovem do que é agora. Isto significa que devem ser extremamente brilhantes. A origem desta enorme produção de energia é um disco de material quente que está sendo engolido pelo buraco negro supermassivo no seu centro. Esta energia é gerada numa região muito pequena, com apenas alguns dias-luz de tamanho. 

Nas proximidades do buraco negro há um campo gravitacional muito intenso e, portanto, ao estudar a luz emitida pelos elementos químicos nesta região (principalmente hidrogênio, carbono e magnésio) espera-se medir desvios para o vermelho gravitacionais muito grandes. Infelizmente, a maioria dos elementos nos discos de acreção de quasares também estão presentes em regiões mais distantes do buraco negro central, onde os efeitos gravitacionais são muito menores, de modo que a luz que recebemos destes elementos é uma mistura na qual não é fácil detectar claramente os desvios para o vermelho gravitacionais.

Agora, uma equipe de pesquisadores do IAC e da Universidade de Granada encontrou uma porção bem definida da luz ultravioleta emitida por átomos de ferro de uma região confinada à vizinhança do buraco negro. 

Por meio das lentes gravitacionais foi descoberto que uma característica espectral do ferro nos quasares parecia vir de uma região muito próxima do buraco negro. As medições do desvio para o vermelho confirmaram este achado. Usando este aspecto, os pesquisadores foram capazes de medir com clareza e precisão os desvios para o vermelho gravitacionais de muitos quasares e, possibilitando estimar as massas dos buracos negros.

Este teste do Princípio da Equivalência é baseado em medições que incluem galáxias ativas na nossa vizinhança (cerca de 13,8 bilhões de após o Big Bang) até quasares individuais a grandes distâncias, cuja luz foi emitida quando o Universo tinha apenas cerca de 2,2 bilhões de anos, cobrindo assim cerca de 80% da história do Universo

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Alguns dos maiores asteroides do Sistema Solar

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, os astrônomos obtiveram imagens de 42 dos maiores objetos do cinturão de asteroides, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter.

© ESO/M. Kornmesser (42 asteroides do Sistema Solar e suas órbitas)

Nunca antes um grupo tão grande de asteroides foi fotografado de forma tão nítida. As observações revelam uma grande variedade de formas peculiares, desde esféricas ao "osso de cachorro", e estão ajudando os astrônomos a rastrear as origens dos asteroides em nosso Sistema Solar.

As imagens detalhadas destes 42 objetos são um grande passo à frente na exploração dos asteroides, possível graças aos telescópios terrestres, e contribuem para responder à "questão fundamental sobre a vida, o Universo e tudo mais". No "Guia do Mochileiro das Galáxias”, de Douglas Adams, o número 42 é a resposta à “questão fundamental sobre a vida, o Universo e tudo mais.” Hoje, 12 de outubro de 2021 celebra-se o 42º aniversário da publicação deste livro.

Apenas três grandes asteroides do cinturão principal, Ceres, Vesta e Lutetia, foram fotografados com um alto nível de detalhe até agora, visto que foram visitados pelas missões espaciais Dawn e Rosetta da NASA e da ESA, respectivamente. 

O anteriormente pequeno número de observações detalhadas de asteroides implicava que, até agora, muitas características cruciais, tais como a forma tridimensional ou a densidade, permaneciam essencialmente desconhecidas. 

A maior parte dos 42 objetos desta amostra tem uma dimensão superior a 100 km; em particular, a equipe obteve imagens de praticamente todos os asteroides do cinturão maiores que 200 km, ou seja, 20 dos 23. Os dois maiores objetos observados foram Ceres e Vesta, com cerca de 940 e 520 km de diâmetro, respectivamente, enquanto os menores foram Urânia e Ausonia, ambos com apenas 90 km.

Ao reconstruir as formas dos objetos, notou-se que os asteroides observados estão essencialmente divididos em duas famílias. Alguns são quase perfeitamente esféricos, tais como Hígia e Ceres, enquanto outros têm formas “alongadas” mais peculiares, sendo Cleópatra a rainha incontestável deste subgrupo com a sua forma em “osso de cachorro”. 

Ao combinar as formas dos asteroides com informação sobre as suas massas, a descobriu-se que as densidades mudam significativamente ao longo da amostra. Os quatro asteroides menos densos, que incluem Lamberta e Sílvia, têm densidades de cerca de 1,3 gramas por centímetro cúbico, aproximadamente a densidade do carvão. Os mais densos, Psique e Calíope, têm densidades de 3,9 e 4,4 g/cm³, respectivamente, mais elevadas que a densidade do diamante (3,5 g/cm³). A grande diferença em densidades sugere que a composição dos asteroides varia significativamente, dando aos astrônomos pistas importantes sobre as suas origens.

As observações apoiam fortemente uma migração substancial destes corpos depois da sua formação. Em suma, uma tal variedade nas suas composições apenas pode ser compreendida se os corpos tiverem tido origem em regiões distintas do Sistema Solar. Em particular, os resultados apoiam a teoria de que os asteroides menos densos se formaram nas regiões remotas do Sistema Solar, além da órbita de Netuno, tendo migrado posteriormente para a sua posição atual.

Estes resultados foram possíveis graças à sensibilidade do instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) montado no VLT. As imagens serão muito mais detalhadas de mais asteroides com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile e que deverá começar suas operações no final desta década. As observações do ELT de asteroides do cinturão principal permitirão estudar objetos com diâmetros de 35 a 80 quilômetros, dependendo de sua localização no cinturão, e crateras com tamanho de aproximadamente 10 a 25 quilômetros. 

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A origem de binários de estrelas de nêutrons pesadas

Um novo estudo que mostra como a explosão de uma estrela massiva numa supernova pode levar à formação de uma estrela de nêutrons pesada ou de um buraco negro leve resolveu um dos quebra-cabeças mais desafiadores que emergiram da detecção de fusões de estrelas de nêutrons pelos observatórios de ondas gravitacionais LIGO e Virgo.

© Vigna-Gomez (ilustração da formação de estrelas de nêutrons binárias)

Nos estágios finais da formação de estrelas de nêutrons binárias, a estrela gigante expande-se e engolfa a estrela de nêutrons companheira, num estágio de evolução conhecido como evolução de invólucro comum (a). A ejeção do invólucro deixa a estrela de nêutrons numa órbita próxima com uma estrela de invólucro despojado. A evolução do sistema depende da proporção de massa. Estrelas despojadas menos massivas passam por uma fase de transferência de massa adicional que despoja ainda mais a estrela e recicla a companheira pulsar, levando a sistemas como as estrelas de nêutrons binárias observadas na Via Láctea e nem GW170817 (b). As estrelas despojadas mais massivas não se expandem tanto, evitando assim despojo adicional e reciclagem da companheira, levando a sistemas como GW190425 (c). Finalmente, estrelas ainda mais massivas e despojadas levarão a binários compostos por uma estrela de nêutrons e por um buraco negro, como GW200115 (d).

A primeira detecção de ondas gravitacionais pelo LIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) em 2017 foi oriunda de uma fusão de estrelas de nêutrons que atendeu principalmente às expectativas dos astrofísicos. Mas a segunda detecção, em 2019, foi oriunda da fusão de duas estrelas de nêutrons cuja massa combinada era inesperadamente grande.

Objetos astrofísicos compactos, como estrelas de nêutrons e buracos negros, são difíceis de estudar porque, quando estão estáveis, tendem a ser invisíveis, não emitindo radiação detectável.

As estrelas de nêutrons binárias na Via Láctea são detectáveis quando uma delas é um pulsar, cujas massas são quase todas idênticas, ou seja, não são vistas nenhuma estrela de nêutrons pesada.

A detecção do LIGO de uma fusão de estrelas de nêutrons pesadas a um ritmo semelhante ao sistema binário mais leve implica que os pares de estrelas de nêutrons pesadas devem ser relativamente comuns. Então, porque é que não aparecem na população de pulsares?

No novo estudo, os pesquisadores focaram-se nas supernovas de estrelas despojadas em sistemas binários que podem formar "objetos compactos duplos" consistindo de duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro. Uma estrela despojada, também chamada estrela de hélio, é uma estrela que teve o seu invólucro de hidrogênio removido devido às suas interações com uma estrela companheira.

A pesquisa aplicou modelos estelares detalhados para acompanhar a evolução de uma estrela despojada até ao momento em que explode numa supernova, onde é acompanhada a evolução do gás em explosão. 

A estrela despojada, num sistema binário com uma estrela de nêutrons companheira, começa dez vezes mais massiva do que o nosso Sol, mas é tão densa que tem um diâmetro inferior ao do Sol. O estágio final da sua evolução é uma supernova de colapso do núcleo, que deixa para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa final do núcleo. 

Os resultados mostraram que, quando a massiva estrela despojada explode, algumas das suas camadas externas são rapidamente ejetadas do sistema binário. Algumas das suas camadas internas, no entanto, não são ejetadas e eventualmente caem de volta para o objeto compacto recém-formado. A quantidade de material acretado depende da energia da explosão, isto é, quanto maior a energia, menos massa pode manter. 

Estes resultados não apenas explicam a formação de estrelas de nêutrons binárias pesadas, como revelado pelo evento de ondas gravitacionais GW190425, mas também preveem a formação de binários compostos por uma estrela de nêutrons e um buraco negro, como aquele que se fundiu no evento de ondas gravitacionais GW200115 de 2020.

Outra descoberta importante é que a massa do núcleo de hélio da estrela despojada é essencial para determinar a natureza das suas interações com a sua estrela de nêutrons companheira e o destino final do sistema binário. Uma estrela de hélio com massa suficiente pode evitar a transferência de massa para a estrela de nêutrons. No entanto, com uma estrela de hélio menos massiva, o processo de transferência de massa pode transformar a estrela de nêutrons num pulsar de rotação rápida. 

Quando o núcleo de hélio é pequeno, expande-se e, em seguida, a transferência de massa faz a estrela de nêutrons girar para criar um pulsa. Por outro lado, os núcleos massivos de hélio estão mais ligados gravitacionalmente e não se expandem, de modo que não há transferência de massa. Logo, pode haver uma grande população não detectada de binários de estrelas de nêutrons pesadas na nossa Galáxia. Transferir massa para uma estrela de nêutrons é um mecanismo eficaz para criar pulsares que giram muito depressa (pulsares de milissegundo).

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California

Espectro revela que exoplaneta extremo é ainda mais exótico

Considerado um Júpiter ultraquente, o exoplaneta ardente WASP-76b pode ser ainda mais infernal do que os cientistas pensavam.

© ESO/L. Calçada (ilustração do exoplaneta WASP-76b)

Uma equipe internacional, liderada por pesquisadores da Universidade de Cornell, da Universidade de Toronto e da Queen's University em Belfast, relata a descoberta de cálcio ionizado no planeta, em espectros de alta resolução obtidos com o telescópio Gemini Norte perto do cume do Mauna Kea no Havaí. 

Os Júpiteres quentes são assim chamados devido às suas altas temperaturas, onde o ferro é vaporizado, e devido à proximidade das suas estrelas. O WASP-76b, descoberto em 2016, é um planeta do tamanho de Júpiter a cerca de 640 anos-luz da Terra, mas está tão perto da sua estrela do tipo F (ligeiramente mais quente do que o Sol) que o planeta gigante completa uma órbita a cada 1,8 dias terrestres. 

Os resultados da pesquisa são os primeiros de um projeto multianual, denominado ExoGemS (Exoplanets with Gemini Spectroscopy survey), que explora a diversidade das atmosferas planetárias.

O grupo avistou um raro trio de linhas espectrais em observações altamente sensíveis da atmosfera do exoplaneta WASP-76b. Foi encontrada uma assinatura espectral de cálcio ionizado indicando que o exoplaneta tem ventos muito fortes na sua atmosfera superior, ou que a temperatura atmosférica no exoplaneta é muito mais alta.

Dado que WASP-76b tem bloqueio de marés, ou seja, um lado está sempre voltado para a estrela, tem um lado noturno permanente que apresenta uma temperatura média relativamente fria de 1.300ºC. O seu lado diurno, virado para a estrela, tem uma temperatura média de 2.400ºC. 

Os pesquisadores examinaram a zona de temperatura moderada, ou limbo do planeta entre o dia e a noite. O exoplaneta move-se depressa ao longo da sua órbita e é assim que foi possível separar o seu sinal da luz estelar. Nota-se que a impressão do cálcio no espectro está se movendo depressa juntamente com o planeta.

O levantamento ExoGems pretende estudar 30 ou mais exoplanetas. Os astrônomos continuam aprofundando o seu conhecimento sobre os exoplanetas, considerado apenas um sonho há duas décadas. Este trabalho, e o de outros cientistas, está abrindo caminho para a exploração das atmosferas de mundos terrestres localizados além do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Cornell University

Descoberto o primeiro planeta orbitando três estrelas

Cientistas podem ter identificado o primeiro planeta conhecido orbitando três estrelas. O sistema estelar fica a uns meros 1.300 anos-luz da Terra.

© ALMA (GW Orionis)

A imagem da esquerda, fornecida pelo ALMA, mostra a estrutura anular do disco, com o disco mais interno separado do resto do disco. As observações na imagem à direita mostram a sombra do anel mais interior no resto do disco.

Ao contrário do nosso Sistema Solar, que tem apenas uma única estrela, pensa-se que metade de todos os sistemas estelares, como GW Ori onde foi observado o novo fenômeno, consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas entre si. Mas ainda não tinha sido descoberto nenhum planeta orbitando três estrelas, uma órbita circumtripla. 

Usando observações pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos da Universidade de Nevada em Las Vegas, EUA, analisaram os três anéis de poeira observados em torno das três estrelas, que são essenciais para a formação planetária. Mas encontraram uma lacuna substancial, embora intrigante, no disco circumtriplo.

A equipe analisou diferentes origens, incluindo a possibilidade de que a lacuna foi criada pelo torque gravitacional das três estrelas. Mas depois de construir um modelo abrangente de GW Ori, descobriram que a explicação mais provável e fascinante para o espaço no disco é a presença de um ou mais planetas massivos, de natureza semelhante a Júpiter. 

Os gigantes gasosos são geralmente os primeiros planetas a formarem-se dentro de um sistema estelar. Seguem-se depois os planetas terrestres como a Terra e Marte. O planeta propriamente dito não foi observado, mas a descoberta sugere que este é o primeiro planeta circumtriplo já descoberto.

Outras observações pelo ALMA estão planejadas para os próximos meses, que podem fornecer evidências diretas do fenômeno, evidenciando que a formação de planetas é muito mais ativa do que é considerada.

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

Fonte: University of Nevada

Uma dança perigosa

Esta imagem apresenta duas galáxias em interação que estão tão interligadas que têm um nome coletivo, Arp 91.

© Hubble (Arp 91)

Esta delicada dança galáctica está ocorrendo a mais de 100 milhões de anos-luz da Terra e foi captada pelo telescópio espacial Hubble. 

As duas galáxias que compõem a Arp 91 têm seus próprios nomes: a galáxia inferior, que nesta imagem se parece com um ponto brilhante, é conhecida como NGC 5953; e a galáxia ovoide no canto superior direito é NGC 5954. 

Na realidade, estas duas galáxias são galáxias espirais, mas suas formas parecem muito diferentes porque são orientadas de maneira diferente em relação à Terra. O Arp 91 fornece um exemplo particularmente vívido de interação galáctica. 

A NGC 5954 está claramente sendo puxada para a NGC 5953, parece que está estendendo um braço espiral para baixo. É a imensa atração gravitacional das duas galáxias que as faz interagir. Estas interações gravitacionais entre galáxias são comuns e são uma parte importante da evolução galáctica.

Acredita-se que as colisões entre galáxias espirais levam à formação de outro tipo de galáxia, conhecido como galáxias elípticas. Estas colisões imensamente enérgicas e massivas, no entanto, acontecem ao longo de centenas de milhões de anos. Portanto, não devemos esperar que o Arp 91 tenha uma aparência diferente ao longo de nossas vidas!

Fonte: ESA

O sódio pode fazer o asteroide Phaethon efervescer

A chuva de meteoros geminídeos é mais conhecida pelo show confiável que ocorre durante as férias de verão no hemisfério sul. Mas o evento também é único porque não se origina de um cometa, mas de um asteroide: 3200 Phaethon.

© NASA/JPL-Caltech/IPAC (ilustração do asteroide 3200 Phaethon)

A verdadeira natureza do Phaethon intrigou os astrônomos por mais de 10 anos, desde que eles descobriram que ele brilha dramaticamente e expele poeira quando se aproxima do Sol. Este comportamento é geralmente reservado para cometas: quando o caminho de um cometa o leva através do Sistema Solar interno, o Sol aquece e vaporiza o gelo em sua superfície, criando uma cauda brilhante que se estende por até milhões de quilômetrs atrás dele. 

O vapor que escapa também pode desalojar um pouco da poeira e rocha do cometa, que geralmente são os detritos que alimentam as chuvas de meteoros. Mas asteroides como o Phaethon são feitos de rocha e metal, com pouco ou nenhum gelo, deixando os cientistas em busca de uma explicação diferente para o comportamento semelhante ao de um cometa.

Em um estudo, os pesquisadores relataram que podem ter finalmente descoberto o culpado: o sódio. Apropriadamente nomeado após o filho do deus Sol na mitologia grega, Phaethon tem uma órbita de 524 dias que o aproxima de apenas 0,14 UA (unidades astronômicas, onde 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol), de nossa estrela, bem dentro da órbita de Mercúrio . 

A esta distância, o Sol aquece a superfície do asteroide a cerca de 750 ºC. Embora qualquer gelo de água, dióxido de carbono ou monóxido de carbono logo abaixo da superfície tenha evaporado há muito tempo, o sódio, um elemento abundante nos asteroides), pode estar fervendo logo abaixo de sua superfície. Um borbulhar constante de sódio explicaria por que o Phaethon brilha ao se aproximar do Sol, já que o gás e a poeira resultantes espalhariam mais luz solar. Também poderia explicar como o combustível para os geminídeos se separa do Phaethon.

Os asteroides como o Phaethon têm gravidade muito fraca, então não é preciso muita força para lançar os detritos da superfície ou desalojar a rocha de uma fratura. Os modelos sugerem que quantidades muito pequenas de sódio são suficientes para executar este processo. 

Para determinar se o sódio poderia realmente ser a causa, a equipe aqueceu amostras fragmentadas do meteorito Allende - um objeto que caiu na Terra em 1969 e pode ter se originado de um asteroide como o Phaethon - às temperaturas mais altas que o Phaethon experimenta ao se aproximar do Sol. Depois de submetê-lo ao calor por três horas, o equivalente a um dia no Phaethon de rotação rápida, os pesquisadores descobriram que, embora outros elementos permanecessem, o sódio havia evaporado.

Mais dados são necessários para corroborar a razão do comportamento semelhante ao do Phaethon, incluindo a repetição do teste no vácuo para simular melhor o ambiente do asteroide. 

E embora os pesquisadores apontem que este cenário depende muito dos minerais presentes em um determinado objeto, eles suspeitam que poderia ser aplicado a outros asteroides ativos que se aproximam muito do Sol. Este estudo apoia um crescente conjunto de evidências de que a classificação entre cometa e asteroide pode ser muito simples. Como o autor principal do estudo, Joseph Masiero da Caltech, disse: "O espectro entre asteroides e cometas é ainda mais complexo do que percebemos anteriormente."

O estudo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: Astronomy

Céu em sua Casa se junta sob o mesmo céu de todo o mundo

A União Astronômica Internacional (IAU) está realizando entre os dias 1 e 4 de outubro seu projeto global “100 Hours of Astronomy”, uma celebração ininterrupta de 100 horas de observação do céu em todo o mundo.

© IAU (100 Hours of Astronomy)

O tema deste ano, "Juntos sob o mesmo céu", inspira-se em como a comunidade da Astronomia se uniu durante uma época em que o contato físico deixou de ser possível.

O Observatório Nacional (ON) participará do evento global por meio de seu projeto de observação remota “Céu em Sua Casa”. A transmissão ao vivo será realizada neste sábado, dia 2 de outubro, entre 21h e 22h (Hora Legal de Brasília), no canal do YouTube do NOC Brasil, que é a Coordenação Nacional de Divulgação em Astronomia, ligada ao Escritório para Divulgação da Astronomia da IAU (OAO). 

O NOC Brasil atua através de uma rede de voluntários para promover e difundir as atividades de divulgação propostas pela IAU. O Observatório Nacional é um parceiro do NOC nesta empreitada e a pesquisadora do ON, Josina Nascimento, é membro do Comitê NOC Brasil.

Assim como é feito nas observações presenciais, enquanto são mostradas as imagens do céu, ocorre uma conversa com o público sobre ciência, explicando sobre astronomia e astrofísica, sobre os telescópios e obtenção das imagens. 

Esta edição especial de observação remota do céu é realizada em parceria com Clube de Astronomia de Pernambuco (AstroPE/PE), Clube de Astronomia e Ciência de Rondônia (CAR/RO), Centro de Estudos Astronômicos de Alagoas (CEAAL/AL) e Usina da Ciência UFAL (AL), o Clube de Astronomia de Brasília (CAsB/DF), o Observatório Zênite (Monte Carmelo/MG), Clube de Astronomia de Araruama (AstroAra/RJ), Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCTI//MG) e Universidade Federal de Itajubá (UNIFEI/MG). A mediação será feita pela pesquisadora Josina Nascimento (ON/MCTI). 

A observação depende das condições de céu em cada localidade. A 100 Hours of Astronomy é composta por uma ampla variedade de atividades destinadas a envolver o público. O evento recebe astrônomos amadores e profissionais, profissionais de divulgação da astronomia para hospedar eventos, compartilhando seu conhecimento e entusiasmo pelo Universo com o público em geral. O objetivo é permitir que o maior número possível de pessoas, de crianças a idosos, se envolvam com o céu e obtenham uma compreensão básica de nosso ambiente astronômico.

Venha ver o céu conosco através dos telescópios de nossos parceiros. Não perca! Hoje, dia 02 de outubro, a partir das 21h BRT. 

Acesse o canal no Youtube: 100 Horas de Astronomia.

Fonte: Observatório Nacional

Os ventos na Grande Mancha Vermelha de Júpiter estão acelerando

Os ventos na "faixa" mais externa da Grande Mancha Vermelha de Júpiter estão acelerando; uma descoberta apenas possível graças ao telescópio espacial Hubble, que monitora o planeta há mais de uma década.

© ESA (Júpiter)

Foi descoberto que a velocidade média do vento dentro da orla da tempestade, conhecida como anel de alta velocidade, aumentou até 8% de 2009 a 2020. Em contraste, os ventos perto da região mais interna da mancha vermelha movem-se significativamente mais devagar. 

As nuvens escarlates da enorme tempestade giram no sentido oposto ao dos ponteiros do relógio, a velocidades que excedem 643 km/h, e o vórtice é maior do que a própria Terra. A mancha vermelha é lendária em parte porque os humanos a observam, no mínimo, há mais de 150 anos.

A mudança nas velocidades do vento medidas com o Hubble totaliza menos de 2,6 km/h por cada ano terrestre. As características menores que o Hubble consegue revelar na tempestade têm apenas quase 170 km de diâmetro.

Foi descoberto que a velocidade média do vento na Grande Mancha Vermelha aumentou ligeiramente ao longo da última década. A análise do mapa de vento bidimensional encontrou mudanças abruptas em 2017, quando houve uma grande tempestade convectiva nas proximidades.

Para melhor analisar a abundância de dados do Hubble, foi elaborada uma nova abordagem na sua análise de dados. Foi aplicado um software para rastrear dezenas a centenas de milhares de vetores de vento (direções e velocidades) de cada vez que Júpiter era observado pelo Hubble. 

O que é que significa este aumento de velocidade? Isto é difícil de diagnosticar, dado que o Hubble não consegue ver muito bem a base da tempestade. Qualquer coisa abaixo do topo das nuvens é invisível nos dados. Mas é um dado interessante que pode ajudar a entender o que está abastecendo a Grande Mancha Vermelha e como está mantendo a energia.

Ainda há muito trabalho a ser feito para a entender totalmente. A astronomia dedica-se ao estudo continuado das tempestades do maior planeta do Sistema Solar desde a década de 1870. A Grande Mancha Vermelha é uma ressurgência de material do interior de Júpiter. Vista de lado, as nuvens mais altas no centro estão caindo em cascata para as suas camadas na orla. 

Nas observações que abrangem mais de um século, os astrônomos notaram que está diminuindo de tamanho e se tornando mais circular do que oval. O diâmetro atual totaliza 16.000 km, o que significa que a Terra ainda consegue caber dentro dela.

Além de observar esta lendária tempestade de longa duração, os pesquisadores observaram tempestades em outros planetas, incluindo Netuno, onde tendem a percorrer a atmosfera do planeta e a desaparecer em apenas alguns anos. 

Pesquisas como esta ajudam os cientistas não apenas a aprender mais sobre os planetas individuais, mas também a tirar conclusões sobre a física subjacente que conduz e mantém as tempestades dos planetas. A maioria dos dados que apoiam esta pesquisa veio do programa OPAL (Outer Planets Atmospheres Legacy) do Hubble, que fornece visualizações globais anuais dos planetas exteriores e que permitem aos astrônomos procurar mudanças nas tempestades, ventos e nuvens.

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Research Letters.

Fonte: ESA

As auroras de Júpiter provocam ondas de calor

Por 50 anos, os pesquisadores lutaram para explicar um dos mistérios duradouros de Júpiter: por que sua atmosfera superior é tão quente?

© J. O'Donoghue (ilustração da aurora de Júpiter)

Com base na intensidade da luz solar que Júpiter recebe, seu alcance máximo deve ser de −73 ºC. Em vez disso, ele é cerca de 426 ºC. Uma hipótese sustentava que Júpiter de alguma forma gera calor de baixo, talvez de tempestades em sua atmosfera. Ou, suas entranhas ainda poderiam estar gravitacionalmente assentando e liberando calor.

Mas o principal suspeito são as auroras de Júpiter, que são produzidas quando o campo magnético do planeta captura partículas carregadas e as canaliza para seus polos. Quando estas partículas se chocam com as moléculas atmosféricas, elas fazem com que brilhem, e injetam uma quantidade enorme de energia nos polos no processo. Embora, em princípio, isto pudesse aquecer todo o planeta, os modelos atmosféricos previram que os fortes ventos do planeta prendem o calor nos polos e evitam que ele se espalhe para latitudes mais baixas.

Mas um estudo sugere que nestes modelos podem estar faltando alguma coisa. Uma equipe internacional de pesquisadores usou o Observatório Keck, no Havaí, para medir a emissão infravermelha de moléculas de hidrogênio na atmosfera de Júpiter, produzindo um mapa de temperatura de alta resolução do planeta. 

A análise revelou que as regiões polares diretamente sob as auroras eram cerca de 400 ºC mais quentes do que climas equatoriais, evidência clara da capacidade das auroras de aquecer os polos. E na segunda noite de observações (25 de janeiro de 2017, cerca de nove meses após a primeira), foram também encontradas evidências de que este calor pode se espalhar para outro lugar: 

Uma faixa quente apareceu ao sul da auroral principal, 200 ºC mais quente do que seus arredores e envolvendo a metade do planeta. A equipe argumenta que se trata de uma onda de calor viajando dos polos em direção ao equador. Reforçando seu caso, nota-se que a onda ocorreu em um momento em que o vento solar seria relativamente forte em Júpiter, o que teria desencadeado um aquecimento auroral mais intenso.

A equipe acredita que este evento mostra que as auroras são provavelmente responsáveis ​​pela maior parte do excesso de calor de Júpiter, embora exatamente como a atmosfera de Júpiter consegue fazer circular este calor ainda não está claro.

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Astronomy

As anãs brancas tornam-se magnéticas com a idade

Pelo menos uma em cada quatro anãs brancas termina a sua vida como uma estrela magnética e, portanto, os campos magnéticos são um componente essencial da física das anãs brancas.

© ESO/L. Calçada (campo magnético em anã branca)

Novas informações sobre o magnetismo de estrelas degeneradas, de uma análise recente de uma amostra de volume limitado de anãs brancas, forneceram a melhor evidência obtida até agora de como a frequência do magnetismo nas anãs brancas se correlaciona com a idade. Isto pode ajudar a explicar a origem e evolução dos campos magnéticos nas anãs brancas. 

Mais de 90% das estrelas na nossa Galáxia terminam as suas vidas como anãs brancas. Embora muitas tenham um campo magnético, ainda não se sabe quando aparece à superfície, se evolui durante a fase de arrefecimento de uma anã branca e, principalmente, quais são os mecanismos que o geram. 

As observações astronômicas estão frequentemente sujeitas a fortes vieses. Dado que as anãs brancas são estrelas moribundas, tornam-se mais frias e, portanto, cada vez mais fracas ao longo do tempo. Como consequência, as observações tendem a favorecer o estudo das anãs brancas mais brilhantes, que são mais quentes e mais jovens. Existe também um efeito mais sutil e contraintuitivo. Devido ao seu estado degenerado, as anãs brancas mais massivas são menores do que as menos massivas (imagine uma série de esferas onde as menores são as mais pesadas). Dado que as anãs brancas menores também são mais tênues, as observações tendem a favorecer também as estrelas menos massivas. 

Em resumo, as observações de alvos selecionados de acordo com o seu brilho (por exemplo, observar todas as anãs brancas mais brilhantes do que uma certa magnitude) tendem a concentrar-se em estrelas jovens e menos massivas, negligenciando totalmente as anãs brancas mais antigas. 

Outro problema é que a maioria das observações de anãs brancas são feitas com técnicas espectroscópicas sensíveis apenas aos campos magnéticos mais fortes, falhando assim em identificar uma fração substancial de anãs brancas magnéticas. A sensibilidade da espectropolarimetria aos campos magnéticos pode ser mais de duas ordens de magnitude maior do que a da espectroscopia. A espectropolarimetria demonstrou que os campos fracos, que escapam à detecção por meio de técnicas espectroscópicas, são bastante comuns nas anãs brancas.

Para realizar um levantamento espectropolarimétrico completo, astrônomos do Observatório Armagh e da Universidade de Western Ontario selecionaram todas as anãs brancas do catálogo Gaia num volume até 20 parsecs do Sol. Cerca de dois-terços desta amostra, ou aproximadamente 100 anãs brancas, ainda não tinham sido observadas antes e, portanto, não havia dados disponíveis na literatura. Consequentemente, a equipe observou-as usando o espectrógrafo e polarímetro ISIS acoplado ao telescópio William Herschel, juntamente com instrumentos semelhantes em outros telescópios.

Eles descobriram que os campos magnéticos são raros no início da vida de uma anã branca, quando a estrela deixa de produzir energia no seu interior e inicia a sua fase de arrefecimento. Portanto, um campo magnético não parece ser característico de uma anã branca desde o seu "nascimento". Na maioria das vezes, ou é gerado ou trazido para a superfície estelar durante a fase de arrefecimento da anã branca.

Também descobriram que os campos magnéticos das anãs brancas não mostram sinais óbvios de decaimento Ôhmico, novamente uma indicação de que estes campos são gerados durante a fase de arrefecimento, ou pelo menos continuam a emergir à superfície estelar conforme a anã branca envelhece.

Este aspecto é totalmente diferente do que é observado, por exemplo em estrelas magnéticas Ap e Bp da sequência principal superior, onde se verifica que não apenas os campos magnéticos estão presentes assim que a estrela atinge a sequência principal de idade zero, mas também que a intensidade do campo diminui rapidamente com o tempo.

O magnetismo nas anãs brancas parece ser um fenômeno totalmente diferente do magnetismo das estrelas Ap e Bp. Não só a frequência do campo magnético aumenta com a idade da anã branca, mas sabe-se que a frequência está correlacionada com a massa estelar, e que os campos aparecem com mais frequência depois do núcleo de carbono-oxigênio da estrela começar a cristalizar. 

Um mecanismo de dínamo pode explicar os campos mais fracos entre aqueles observados nas anãs brancas, e trabalhos recentes sugerem que o mesmo mecanismo poderia ser capaz de produzir campos mais fortes do que o originalmente previsto. Para efeitos de comparação, a força do campo magnético da Terra, produzido por um mecanismo de dínamo, é de cerca de um gauss. 

Um mecanismo de dínamo pode explicar campos de até 0,1 milhões gauss, mas nas anãs brancas foram observados campos com até várias centenas de milhões gauss. Além disso, um mecanismo de dínamo precisa de rotação rápida, mas isto não é geralmente observado nas anãs brancas. São necessárias mais investigações teóricas e observacionais para resolver esta questão.

Um novo artigo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Isaac Newton Group

Galáxias massivas primitivas "sem combustível"

As primeiras galáxias massivas, aquelas que se formaram nos três bilhões de anos após o Big Bang, deveriam conter grandes quantidades de gás hidrogênio frio, o combustível necessário para fabricar estrelas.

© ALMA/Hubble (composição do aglomerado de galáxias MACSJ 0138)

Mas os cientistas que observaram o Universo primitivo com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e com o telescópio espacial Hubble descobriram algo estranho: meia-dúzia de galáxias massivas primitivas que ficaram sem combustível. Estas seis galáxias desprovidas de formação estelar, selecionadas para observação pelo levantamento REQUIEM (REsolving QUIEscent Magnified galaxies at high redshift), são inconsistentes com o que se espera do Universo inicial.

"As galáxias mais massivas do Universo viveram depressa e furiosamente, criando as suas estrelas num período de tempo notavelmente curto. O gás, o combustível da formação estelar, deve ser abundante nestes primeiros tempos do Universo," disse Kate Whitaker, professora assistente de astronomia na Universidade de Massachusetts, EUA.

Para melhor compreender como as galáxias se formaram e morreram, a equipe observou-as com o telescópio espacial Hubble, que revelou detalhes sobre as estrelas que residem nas galáxias. Observações simultâneas com o ALMA revelaram a emissão contínua das galáxias - um rastreador de poeira - em comprimentos de onda milimétricos, permitindo que fosse inferida a quantidade de gás nas galáxias.

A utilização dos dois telescópios é propositada e cuidadosa, já que o objetivo do REQUIEM é usar lentes gravitacionais fortes como um telescópio natural para observar galáxias dormentes com resolução espacial mais alta. Isto, por sua vez, fornece uma visão clara do que se passa no interior das galáxias, uma tarefa muitas vezes impossível naquelas sem combustível cósmico. 

Se uma galáxia não estiver produzindo muitas estrelas novas, torna-se muito tênue, muito depressa, de modo que é difícil ou impossível observá-la em detalhe com qualquer telescópio individual. O REQUIEM resolve isto estudando galáxias com lentes gravitacionais, o que significa que a sua luz é esticada e ampliada à medida que se dobra e se deforma em torno de outras galáxias muito mais perto da Via Láctea. Desta forma, a lente gravitacional, em combinação com o poder de resolução e a sensibilidade do Hubble e do ALMA, atua como um telescópio natural e faz com que estas galáxias moribundas pareçam maiores e mais brilhantes do que na realidade são.

As novas observações mostraram que a cessação da formação estelar nas seis galáxias alvo não foi provocada por uma súbita ineficiência na conversão de gás frio em estrelas. Em vez disso, foi o resultado do esgotamento e remoção dos reservatórios de gás nas galáxias.

"Ainda não entendemos porque é que isto acontece, mas é possível que ou o suprimento primário de gás que abastece a galáxia tenha sido cortado ou que talvez um buraco negro supermassivo esteja injetando energia que mantém o gás na galáxia quente," disse Christina Williams, astrônoma da Universidade do Arizona. "

O estudo também representa uma série de inovações importantes na medição das primeiras galáxias massivas, sintetizando informações que vão guiar, nos próximos anos, os estudos futuros do Universo primitivo.

Embora a equipe saiba agora que estas galáxias estão sem combustível e que algo as está impedindo de formar novas estrelas, o estudo representa apenas a primeira de uma série de investigações sobre o que fez as primeiras galáxias massivas desaparecerem, ou não.

"Ainda temos muito que aprender sobre porque é que as galáxias mais massivas se formaram tão cedo no Universo e porque é que pararam a sua formação estelar quando tanto gás frio ainda estava disponível," disse Whitaker. "O simples fato de que estes monstros gigantescos do cosmos formaram 100 bilhões de estrelas em apenas um bilhão de anos e, de repente, interromperam a sua formação estelar, é um mistério que todos gostaríamos de resolver, e o REQUIEM forneceu a primeira pista."

Os resultados da pesquisa foram publicados na revista Nature.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Cavidade gigante no espaço e a formação estelar

Astrônomos que analisavam mapas 3D das formas e tamanhos de nuvens moleculares próximas descobriram uma cavidade gigantesca no espaço.

© ApJL (cavidade gigantesca entre as constelações de Perseu e Touro)

O vazio em forma de esfera, abrange cerca de 150 parsecs, ou seja. quase 500 anos-luz, e está localizado no céu entre as constelações de Perseu e Touro. 

A equipa de pesquisa, sediada no Centro para Astrofísica do Harvard & Smithsonian (CfA), pensa que a cavidade foi formada por supernovas antigas que explodiram há cerca de 10 milhões de anos. A misteriosa cavidade é cercada pelas nuvens moleculares de Perseu e Touro, regiões no espaço onde as estrelas se formam. 

Existem duas possibilidades: a supernova explodiu no centro desta bolha e empurrou o gás para fora, formando a "Superconcha de Perseu-Touro", ou uma série de supernovas, ocorrendo ao longo de milhões de anos, criou-a com o passar do tempo. 

A descoberta sugere que as nuvens moleculares de Perseu e de Touro não são estruturas independentes no espaço. Ao invés, formaram-se juntas a partir da mesma onda de choque de supernova. Isto demonstra que quando uma estrela morre, a sua supernova gera uma cadeia de eventos que pode levar ao nascimento de novas estrelas. 

O mapa 3D da bolha e das nuvens ao redor foi criado usando novos dados do Gaia, um observatório espacial lançado pela ESA (Agência Espacial Europeia). Estes estudos utilizam uma reconstrução de poeira criada por pesquisadores do Instituto Max Planck para Astrofísica, na Alemanha. Os mapas representam as primeiras nuvens moleculares mapeadas em 3D. Imagens anteriores das nuvens foram restringidas em duas dimensões.

O estudo foi publicado nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e The Astrophysical Journal. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Quando um buraco negro se alimenta de uma estrela

Quando um buraco negro engole uma estrela, produz um evento de perturbação de marés.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de uma corrente brilhante de material de uma estrela)

A destruição da infeliz estrela é acompanhada por uma explosão de radiação que pode ofuscar a luz combinada de todas as estrelas na galáxia hospedeira do buraco negro durante meses, até anos. 

Uma equipe de astrônomos liderada por Sixiang Wen, pesquisador pós-doutorado do Observatório Steward da Universidade do Arizona, usa os raios X emitidos por um evento de perturbação de marés conhecido como J2150 para fazer as primeiras medições de massa e rotação do buraco negro. 

Este buraco negro é de um tipo específico, ou seja, um buraco negro de massa intermediária, tipo este que durante muito tempo escapou à detecção.

Ao reanalisar dados de raios X  usados para observar o surto de J2150, e ao compará-lo com modelos teóricos sofisticados, os pesquisadores mostraram que esta explosão realmente teve origem num encontro entre uma estrela e um buraco negro de massa intermediária.

O buraco negro em questão tem uma massa particularmente baixa, equivalente a cerca de 10.000 massas solares. As emissões de raios X do disco interno formado pelos fragmentos da estrela moribunda possibilitaram inferir a massa e a rotação deste buraco negro e classificá-lo como um buraco negro intermediário. 

Já foram observados, nos centros de grandes galáxias hospedando buracos negros supermassivos, dezenas de eventos de perturbação de marés, e um punhado também foi observado nos centros de pequenas galáxias que podem conter buracos negros intermediários. No entanto, os dados anteriores nunca foram detalhados o suficiente para provar que uma única explosão de perturbação de marés tinha sido alimentada por um buraco negro intermediário. 

Nos centros de quase todas as galáxias que são semelhantes ou maiores em tamanho do que a Via Láctea hospedam buracos negros supermassivos centrais que têm entre 1 milhão a 10 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, e tornam-se fontes poderosas de radiação eletromagnética quando demasiado gás interestelar cai na sua vizinhança. A massa destes buracos negros está intimamente correlacionada com a massa total das suas galáxias hospedeiras; as maiores galáxias hospedam os maiores buracos negros supermassivos.

Apesar da sua suposta abundância, as origens dos buracos negros supermassivos permanecem desconhecidas, onde atualmente muitas teorias diferentes competem para as explicar. Os buracos negros de massa intermediária podem ser as sementes a partir das quais os buracos negros supermassivos crescem. 

A medição da rotação de J2150 contém pistas de como os buracos negros crescem e, possivelmente, da física de partículas. Este buraco negro tem uma rotação rápida, mas não é a rotação mais rápida possível, levantando a questão de como o buraco negro atinge sequer tal rotação. 

Além disso, a medição da rotação permite que os astrofísicos testem hipóteses sobre a natureza da matéria escura, que se pensa constituir a maior parte da matéria do Universo. A matéria escura pode consistir de partículas elementares desconhecidas ainda não vistas em experiências de laboratório. Se estas partículas existirem e tiverem um determinado intervalo de massas, impedirão que um buraco negro de massa intermediária tenha uma rotação rápida. No entanto, o buraco negro de J2150 está girando depressa. Portanto, esta medição da rotação exclui uma classe ampla de teorias de bósons ultraleves, mostrando o valor dos buracos negros como laboratórios extraterrestres para a física de partículas.

No futuro, novas observações de eventos de perturbação de marés permitirão que os astrônomos preencham as lacunas na distribuição de massa dos buracos negros. Se for descoberto que a maioria das galáxias anãs contém buracos negros de massa intermediária, então irão dominar o ritmo de perturbações de marés estelares. 

Ao ajustar a emissão de raios X destes surtos a modelos teóricos, é possível realizar um censo da população de buracos negros de massa intermediária no Universo. No entanto, é necessário observar mais eventos de perturbação de marés, com os novos telescópios que serão colocados brevemente em ação, tanto na Terra quanto no espaço, incluindo o Observatório Vera C. Rubin, também conhecido como LSST (Legacy Survey of Space and Time), que deverá descobrir milhares de eventos de perturbação de marés por ano.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona