Primeira imagem do buraco negro no coração da Via Láctea

Hoje, em coletivas de imprensa simultâneas em todo o mundo, inclusive na sede do Observatório Europeu do Sul (ESO), na Alemanha, os astrônomos divulgaram a primeira imagem do buraco negro supermassivo situado no centro da nossa própria Galáxia, a Via Láctea.

© EHT (primeira imagem do buraco negro central da Via Láctea)

Este resultado fornece evidências contundentes de que o objeto é de fato um buraco negro e fornece pistas valiosas sobre o funcionamento de tais gigantes, que se acredita existirem no centro da maioria das galáxias.

A imagem foi criada por uma equipe internacional de pesquisadores, a chamada Colaboração Event Horizon Telescope (EHT), a partir de observações obtidas por uma rede mundial de radiotelescópios. A imagem é uma visão muito esperada do objeto massivo que se encontra no centro da nossa Galáxia.

Os cientistas já tinham observado estrelas em órbita de algo invisível, compacto e muito massivo no centro da Via Láctea. Esse fato sugeria fortemente que este objeto, conhecido por Sagitário A* (Sgr A*), se tratava de um buraco negro e a imagem de hoje fornece a primeira evidência visual direta disso. Embora não possamos ver o buraco negro em si, já que é completamente escuro, o gás brilhante que o rodeia revela uma assinatura inconfundível: uma região central escura (chamada sombra) cercada por uma estrutura brilhante em forma de anel. A nova visão capta a luz que se curva sob a poderosa gravidade do buraco negro, que é quatro milhões de vezes mais massivo que o nosso Sol.

O tamanho do anel que foi observado está de acordo com as previsões da Teoria da Relatividade Geral de Albert Einstein. Estas observações sem precedentes fornecem informações de como é que estes buracos negros gigantes interagem com o meio que os rodeia.

Como o buraco negro está a uma distância de cerca de 27.000 anos-luz da Terra, ele aparece para nós no céu com o mesmo tamanho de uma rosquinha (donut) na Lua. Para observá-lo, a equipe criou um poderoso EHT, ligando entre si oito radiotelescópios existentes em todo o planeta, para formar um único telescópio virtual do “tamanho da Terra”, uma técnica denominada interferometria.

O EHT observou Sgr A* em 2017 durante várias noites, colectando dados ao longo de muitas horas seguidas, num processo semelhante a tirar uma fotografia de longa exposição com uma máquina fotográfica. Além de outras instalações, a rede EHT de observatórios no comprimento de onda rádio inclui o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e o Atacama Pathfinder EXperiment (APEX), ambos instalados no deserto do Atacama no Chile. A Europa contribuiu também para as observações EHT com outros observatórios nesta frequência, o Telescópio IRAM de 30 metros na Espanha e, desde 2018, o NOEMA (NOrthern Extended Millimeter Array) na França, além de um supercomputador que combina os dados EHT e que se encontra no Instituto Max Planck de Radioastronomia, na Alemanha.

Uma base sólida para a interpretação desta nova imagem foi fornecida por pesquisas anteriores realizadas em Sgr A*. Desde os anos 1970 que os astrônomos tinham conhecimento da fonte rádio brilhante e densa localizada no centro da Via Láctea na direção da constelação do Sagitário. Ao fazer medições das órbitas de várias estrelas muito próximas no nosso centro galáctico durante um período de 30 anos, equipes lideradas por Reinhard Genzel (Diretor do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, na Alemanha) e Andrea M. Ghez (Professor no Departamento de Física e Astronomia da Universidade da California, Los Angeles, EUA), concluiram que a explicação mais provável para um objeto dessa massa e densidade seria um buraco negro supermassivo. As infraestruturas do ESO (incluindo o Very Large Telescope e o Interferômetro do Very Large Telescope) e o Observatório Keck foram utilizados para realizar estes trabalhos, que partilharam o Prêmio Nobel de Física de 2020.

A conquista do EHT segue o lançamento da Colaboração em 2019 da primeira imagem de um buraco negro, chamado M87*, situado no centro de uma galáxia mais distante, a Messier 87 (M87). Os dois buracos negros são muito parecidos, embora o buraco negro da nossa galáxia seja mais de mil vezes menor e menos massivo que M87*. Os buracos negros são os únicos objetos que conhecemos em que as massas estão diretamente ligadas ao tamanho, ou seja, um buraco negro mil vezes menor que outro é também mil vezes menos massivo.

Este resultado foi consideravelmente mais difícil de se obter que o de M87*, apesar de Sgr A* se encontrar muito mais perto de nós. O gás que se encontra perto dos buracos negros se move à mesma velocidade, quase à velocidade da luz, tanto em torno de Sgr A* como em torno de M87*. No entanto, o gás leva dias a semanas para orbitar o muito maior M87*, enquanto que em torno do mais pequeno Sgr A* completa uma órbita em meros minutos. Consequentemente, o brilho e o padrão do gás que circunda Sgr A* variavam rapidamente à medida que ele é observado, um pouco como tentar tirar uma fotografia nítida de um cachorro que persegue a sua cauda a toda a velocidade.

Os pesquisadores tiveram que desenvolver novas ferramentas sofisticadas que explicassem o movimento do gás em torno de Sgr A*. Enquanto o M87* era um alvo mais fácil e estável, com quase todas as imagens parecendo iguais, isto não acontece com o Sgr A*. A imagem do buraco negro Sgr A* é uma média das diferentes imagens que a equipe extraiu, finalmente revelando pela primeira vez o gigante que se esconde no centro da nossa Galáxia.

Este trabalho foi possível graças ao esforço conjunto de mais de 300 pesquisadores de cerca de 80 instituições de todo o mundo, que se juntaram na Colaboração EHT. Além de desenvolver ferramentas complexas para superar os desafios da imagem Sgr A*, a equipe trabalhou rigorosamente por cinco anos, usando supercomputadores para combinar e analisar seus dados, enquanto compilava uma biblioteca sem precedentes de buracos negros simulados para comparar com as observações. Os cientistas estão particularmente animados por terem finalmente imagens de dois buracos negros de tamanhos muito diferentes, o que nos oferece a oportunidade de os comparar e contrastar. 

A equipe começou também a utilizar os novos dados para testar teorias e modelos de como é que o gás se comporta em torno de buracos negros supermassivos. Apesar de não ser ainda completamente compreendido, acredita-se que este processo desempenhe um papel crucial na formação e evolução das galáxias. 

Os progressos do EHT continuam: uma grande campanha de observação em março de 2022 incluiu mais telescópios do que nunca. A expansão contínua da rede EHT e atualizações tecnológicas significativas permitirão que os cientistas compartilhem imagens ainda mais impressionantes, bem como filmes de buracos negros em um futuro próximo. 

Esta pesquisa foi apresentada em seis artigos publicados hoje no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO & EHT

Inversão magnética em torno de buraco negro supermassivo

Uma explosão rara e enigmática de uma galáxia a 236 milhões de anos-luz pode ter sido provocada por uma inversão magnética, uma inversão espontânea do campo magnético que rodeia o seu buraco negro central.

© NASA (disco de acreção, coroa e buraco negro de galáxia ativa)

Num novo estudo abrangente, uma equipe científica internacional associa as características incomuns da erupção a alterações no ambiente do buraco negro que provavelmente seriam desencadeadas por uma tal inversão magnética.

Mudanças rápidas na luz visível e ultravioleta (UV) foram observadas em algumas dezenas de galáxias semelhantes a esta. Mas este evento marca a primeira vez que foi observado os raios X desaparecendo completamente enquanto os outros comprimentos de onda aumentaram de brilho.

A equipe analisou observações novas e de arquivo em todo o espectro. O observatório Neil Gehrels Swift da NASA e o XMM-Newton da ESA forneceram medições de raios UV e raios X. As observações no visível vieram do TNG (Telescopio Nazionale Galileo) de 3,6 metros e do GTC (Gran Telescopio Canarias) de 10,4 metros, ambos localizados na ilha de La Palma, Ilhas Canárias, Espanha. As medições de rádio foram adquiridas pelo VLBA (Very Long Baseline Array), uma rede de 10 radiotelescópios localizados nos EUA; pelo VLA (Very Large Array) no estado do Novo México; e pela Rede Europeia VLBI (Very Long Baseline Interferometry).

No início de março de 2018, o levantamento ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) alertou os astrônomos de que uma galáxia chamada 1ES 1927+654 tinha aumentado de brilho quase 100 vezes no visível. Uma pesquisa por detecções anteriores, pelo ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) da NASA, mostrou que a erupção tinha começado meses antes, no final de 2017. Quando o Swift examinou pela primeira a galáxia, em maio de 2018, a sua emissão ultravioleta era 12 vezes maior, mas decrescia constantemente, indicando um pico anterior não observado. Depois, em junho, a emissão de raios X mais energéticos da galáxia desapareceu.

A maioria das grandes galáxias, incluindo a nossa Via Láctea, abriga um buraco negro supermassivo com milhões a bilhões de vezes a massa do Sol. Quando a matéria cai na sua direção, primeiro reúne-se numa estrutura vasta e achatada chamada disco de acreção. À medida que o material espirala lentamente para o interior, aquece e emite luz visível, luz ultravioleta e raios X menos energéticos. Perto do buraco negro, uma nuvem de partículas extremamente quentes, chamada coroa, produz raios X mais energéticos. A luminosidade destas emissões depende da quantidade de material que flui em direção ao buraco negro.

Uma interpretação anterior da erupção sugeriu que foi desencadeada por uma estrela que passou tão perto do buraco negro que foi dilacerada, perturbando o fluxo de gás. O desaparecimento único da emissão de raios X fornece uma importante pista. Suspeita-se que o campo magnético do buraco negro cria e sustenta a coroa, pelo que qualquer alteração magnética poderia impactar as propriedades dos seus raios X.

O campo enfraquece inicialmente na periferia do disco de acreção, levando a um maior aquecimento e luminosidade na luz visível e UV. À medida que a inversão magnética avança, o campo torna-se tão fraco que já não consegue suportar a coroa, a emissão de raios X desaparece. O campo magnético fortalece-se então gradualmente na sua nova orientação.

Em outubro de 2018, cerca de 4 meses após o seu desaparecimento, os raios X voltaram, indicando que a coroa tinha sido totalmente restaurada. No verão de 2021, a galáxia tinha regressado completamente ao seu estado pré-erupção. É provável que as inversões magnéticas sejam acontecimentos comuns no cosmos. O registo geológico mostra que o campo da Terra se inverte de forma imprevisível, com uma média de algumas inversões a cada milhão de anos. O Sol, em contraste, sofre uma inversão magnética como parte do seu ciclo normal de atividade, alternando os polos norte e sul aproximadamente a cada 11 anos.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Estrela companheira sobrevivente no rescaldo de uma supernova

O telescópio espacial Hubble descobriu uma testemunha no local da morte explosiva de uma estrela: uma estrela companheira anteriormente escondida no brilho da supernova da sua parceira.

© STScI/Hubble (SN 2013ge na galáxia NGC 3287)

A descoberta é a primeira para um tipo particular de supernova, uma em que à estrela foi retirado todo o seu invólucro exterior de gás antes de explodir.

A descoberta fornece uma visão crucial da natureza binária das estrelas massivas, bem como o antecedente para a fusão final das estrelas companheiras, que se "agitariam" através do Universo sob a forma de ondas gravitacionais, ondulações no próprio tecido do espaço-tempo. 

Os astrônomos detectam a assinatura de vários elementos em explosões de supernova. Estes elementos estão estratificados como uma cebola na fase pré-supernova. O hidrogênio encontra-se na camada mais exterior de uma estrela e, se não for detectado hidrogênio no rescaldo da supernova, isso significa que foi removido antes da explosão ter ocorrido.

A causa da perda de hidrogênio tem sido um mistério e os astrônomos têm vindo a usar o Hubble para procurar pistas e testar teorias que expliquem estas supernovas despojadas de hidrogênio. As novas observações pelo Hubble fornecem as melhores evidências, até agora, que apoiam a teoria de que uma estrela companheira invisível desvia o invólucro gasoso da sua estrela companheira antes desta explodir.

Os astrônomos utilizaram o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble para estudar a região da supernova (SN) 2013ge no ultravioleta, bem como observações anteriores pelo Hubble do MAST (Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes). Os astrônomos viram a luz da supernova desaparecendo ao longo do tempo entre 2016 e 2020, mas outra fonte próxima de luz ultravioleta na mesma posição manteve o seu brilho. Esta fonte subjacente de emissão ultravioleta é o que a equipe propõe ser a companheira binária sobrevivente de SN 2013ge.

Anteriormente, os cientistas teorizavam que os ventos fortes de uma estrela progenitora massiva podiam fazer explodir o seu invólucro de hidrogênio gasoso, mas as evidências observacionais não corroboravam isso. Para explicar a desconexão, foram desenvolvidos teorias e modelos em que uma companheira binária desviava o hidrogênio. 

Em observações anteriores da SN 2013ge, o Hubble viu dois picos na radiação ultravioleta, em vez de apenas o tipicamente visto na maioria das supernovas. Uma explicação para este aumento duplo de brilho era que o segundo pico mostrava quando a onda de choque atingia uma estrela companheira, uma possibilidade que agora parece muito mais provável. As observações mais recentes do Hubble indicam que embora a estrela companheira tenha sido significativamente atingida, incluindo o hidrogênio que desviou da sua companheira estelar, não foi destruída.

Ao contrário das supernovas que têm uma concha inchada de gás para iluminar, as progenitoras de supernovas totalmente despojadas do seu invólucro estelar exterior revelaram-se difíceis de identificar nas imagens pré-explosão. A companheira de SN 2013ge, Também uma estrela massiva, está destinada a explodir como supernova. A sua antiga parceira é agora provavelmente um objeto compacto, como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, e a companheira irá provavelmente também por este caminho. 

A proximidade das estrelas companheiras originais determina se permanecem juntas após a fase supernova. Se a distância for demasiado grande, a companheira será atirada para fora do sistema para vaguear sozinha pela galáxia hospedeira, um destino que poderá explicar muitas supernovas aparentemente solitárias. Contudo, se as estrelas estiverem suficientemente próximas uma da outra durante a fase pré-supernova, vão continuar a orbitar-se uma à outra como buracos negros ou estrelas de nêutrons. Neste caso, acabariam por espiralar e fundir-se, criando ondas gravitacionais no processo.

Esta é uma perspetiva emocionante, pois as ondas gravitacionais são um ramo da astrofísica que apenas recentemente começou a ser explorado. São ondas ou ondulações no próprio tecido do espaço-tempo, previsto por Albert Einstein no início do século XX. As ondas gravitacionais foram observadas pela primeira vez pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory).

A compreensão do ciclo de vida das estrelas massivas é particularmente importante porque todos os elementos pesados são forjados nos seus núcleos e através das suas supernovas. Estes elementos constituem grande parte do Universo observável, incluindo a vida tal como a conhecemos.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Eclipse solar em Marte provocado pela lua Fobos

O rover Perseverance da NASA registrou um eclipse solar em Marte.

© NASA (eclipse solar provocado pela lua Fobos)

Veja o vídeo: Eclipse solar provocado pela lua Fobos.

No vídeo a lua Fobos, um dos dois satélites naturais do Planeta Vemelho, aparece passando em frente ao Sol.

O eclipse foi registrado no dia 2 de abril pela câmera Mastcam-Z do Perseverance. O fenômeno durou apenas 40 segundos, pouco comparado ao tempo de um eclipse solar observado na Terra e causado por nossa Lua.

Estas observações ajudam os cientistas planetários a entenderem mais sobre a órbita da lua marciana e como sua gravidade muda a crosta do planeta.

A outra lua marciana é Deimos. Fobos é o mais próximo satélite natural de Marte. Com formato de uma grande batata, Fobos é 157 vezes menor do que a nossa Lua, mas é maior que Deimos. Fobos tem um raio médio de 11,1 km, sendo 7,4 vezes mais massivo que Deimos.

Fobos é, em todo o Sistema Solar, o satélite que orbita mais próximo do seu planeta, com menos de seis mil quilômetros acima da superfície marciana e orbita Marte três vezes ao dia. Encontra-se abaixo da órbita síncrona para Marte. Fobos demora cerca de 7,65 horas para completar uma rotação, que corresponde ao mesmo tempo que leva para completar uma volta ao redor de Marte. Como consequência disso, Fobos tem sempre a mesma face voltado para Marte. Enquanto a lua orbita Marte, sua gravidade exerce pequenas forças de maré no interior do planeta, mas esta dinâmica também altera a órbita de Fobos, que está se aproximando da superfície marciana e a colisão deverá acontecer em dezenas de milhões de anos.

As novas imagens fazem parte de um longo registro de eclipses marcianos iniciado pela NASA em 2004. 

Além dos detalhes de Fobos, também é possível observar as manchas na superfície do Sol. 

Fonte: NASA

Buraco negro no centro do aglomerado de galáxias de Perseu

Desde 2003, o buraco negro no centro do aglomerado de galáxias de Perseu tem sido associado ao som.

© NASA (sonificação de buraco negro em Perseu)

Veja o vídeo: Sonificação de buraco negro em Perseu.

O aglomerado de galáxias de Perseu está localizado a 250 milhões de anos-luz de distância da Terra.

O efeito de sonificação, ou seja, a tradução de dados astronômicos em som, ocorre devido as ondas de pressão enviadas pelo buraco negro que causam ondulações no gás quente do aglomerado que podem ser traduzidas em uma nota, que os humanos não conseguem ouvir, cerca de 57 oitavas abaixo do dó central. Agora uma nova sonificação traz mais notas sonoras emitidas por este buraco negro. De certa forma, esta sonificação é diferente de qualquer outra feita antes porque revisita as ondas sonoras reais descobertas em dados do Observatório de raios X Chandra da NASA. 

O equívoco popular de que não há som no espaço se origina do fato de que a maior parte do espaço é essencialmente um vácuo, não fornecendo meio para a propagação das ondas sonoras. Um aglomerado de galáxias, por outro lado, tem grandes quantidades de gás que envolvem centenas ou mesmo milhares de galáxias dentro dele, fornecendo um meio para as ondas sonoras viajarem.

Nesta nova sonificação de Perseu, as ondas sonoras previamente identificadas pelos astrônomos foram extraídas e tornadas audíveis pela primeira vez. As ondas sonoras foram extraídas em direções radiais, ou seja, para fora do centro. Os sinais foram então ressintetizados no alcance da audição humana, escalando-os em 57 e 58 oitavas acima de seu tom verdadeiro, ou seja, os sinais estão sendo emitidos com 144 quatrilhões e 288 quatrilhões de vezes mais alto que sua frequência original. 

A varredura semelhante a um radar ao redor da imagem permite que você ouça ondas emitidas em diferentes direções. Na imagem visual destes dados, azul e roxo mostram dados de raios X captados pelo Chandra. 

Além do aglomerado de galáxias de Perseu, uma nova sonificação de outro famoso buraco negro está sendo lançada. Estudado por cientistas há décadas, o buraco negro em Messier 87 (M87) ganhou status de celebridade na ciência após o primeiro lançamento do projeto Event Horizon Telescope (EHT) em 2019. Esta nova sonificação não apresenta os dados do EHT, mas analisa dados de outros telescópios que observaram M87 em escalas muito mais amplas aproximadamente ao mesmo tempo.

Estas sonificações foram lideradas pelo Chandra X-ray Center (CXC) e incluídas como parte do programa Universe of Learning (UoL) da NASA com suporte adicional do telescópio espacial Hubble. A colaboração foi conduzida pela cientista de visualização Kimberly Arcand (CXC), o astrofísico Matt Russo e o músico Andrew Santaguida (ambos do projeto SYSTEMS Sound).

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um raro binário com a órbita mais curta conhecida

O clarão de uma estrela próxima atraiu os astrônomos do Massachusetts Institute of Technology (MIT) para um novo e misterioso sistema a 3.000 anos-luz da Terra.

© NASA (ilustração de um pulsar e da sua companheira estelar)

Este estranho objeto estelar parece ser um novo binário "viúva negra", ou seja, uma estrela de nêutrons com rotação rápida, ou pulsar, que está circulando e consumindo lentamente uma estrela companheira menor, como o homônimo aracnídeo faz ao seu companheiro. Os astrônomos conhecem cerca de duas dúzias de "binários de viúvas negras" na Via Láctea.

Este novo candidato, chamado ZTF J1406+1222, tem o período orbital mais curto até agora identificado, com o pulsar e a estrela companheira orbitam um ao outro a cada 62 minutos. O sistema é único, na medida em que parece abrigar uma terceira estrela distante, que orbita em torno das duas estrelas interiores com um período de 10.000 anos. 

Esta provável viúva negra tripla está levantando questões sobre como um tal sistema pode ter sido formado. Com base nas suas observações, a equipe do MIT propõe uma história de origem: tal como a maioria dos binários de viúvas negras, o sistema triplo provavelmente surgiu de uma densa constelação de estrelas velhas conhecida como aglomerado globular. Este aglomerado em particular pode ter-se dirigido para o centro da Via Láctea, onde a gravidade do buraco negro central foi suficiente para fragmentar o aglomerado, deixando intacta a viúva negra tripla. Este sistema flutua provavelmente na Via Láctea há mais tempo do que o Sol.

Os pesquisadores utilizaram uma nova abordagem para detectar o sistema triplo. Enquanto a maioria dos binários de viúvas negras são encontrados através dos raios gama e raios X emitidos pelo pulsar central, foi utilizada a luz visível, e especificamente o piscar da estrela companheira do binário, para detectar ZTF J1406+1222.

Os binários de viúvas negras são alimentados por pulsares, estrelas de nêutrons de rotação rápida que são os núcleos colapsados de estrelas massivas. Os pulsares têm um período de rotação vertiginoso, girando a cada poucos milissegundos e emitindo no processo flashes de raios gama e raios X altamente energéticos. Normalmente, os pulsares diminuem a sua rotação e morrem relativamente depressa à medida que queimam uma enorme quantidade de energia. 

Mas de vez em quando, uma estrela passageira pode dar uma nova vida ao pulsar. Quando uma estrela se aproxima, a gravidade do pulsar retira material da estrela, o que fornece nova energia à sua rotação. O pulsar "reciclado" começa então a radiar energia novamente que retira ainda mais material à estrela, eventualmente destruindo-a.

Todos os binários de viúvas negras até à data foram detectados através dos flashes de raios gama e raios X do pulsar. O ZTF J1406+1222 foi o primeiro sistema do gênero a ser detectado graças ao flash óptico da estrela companheira. Ao que parece, o lado diurno da estrela companheira, ou seja, o lado perpetuamente virado para o pulsar, pode ser muitas vezes mais quente do que o seu lado noturno, devido à constante radiação altamente energética que recebe do pulsar.

Os astrônomos examinaram dados ópticos obtidos pelo ZTF (Zwicky Transient Facility), um observatório no estado norte-americano da Califórnia que recolhe imagens de campo amplo do céu noturno. A equipe estudou o brilho das estrelas para ver se alguma estava mudando dramaticamente por um fator de 10 ou mais, numa escala de tempo de cerca de uma hora ou menos, sinais que indicam a presença de um pulsar em órbita íntima. A equipa foi capaz de discernir uma dúzia de binários de viúvas negras conhecidos, validando a precisão do novo método. Depois avistaram uma estrela cujo brilho mudava por um fator de 13, a cada 62 minutos, indicando que fazia provavelmente parte de um novo binário viúva negra, que rotularam de ZTF J1406+1222.

Procuraram a estrela em observações feitas pelo Gaia, um telescópio espacial operado pela ESA que mantém medições precisas da posição e movimento das estrelas no céu. Analisando medições da estrela para trás no tempo, graças aos dados do SDSS (Sloan Digital Sky Survey), foi descoberto que o binário estava sendo seguido por outra estrela distante. 

Curiosamente, os astrônomos não detectaram diretamente emissões de raios gama ou raios X do pulsar no binário, que é a forma típica de confirmação das viúvas negras. Portanto, o ZTF J1406+1222 é considerado um candidato a binário viúva negra, que a equipe espera confirmar com futuras observações. 

A equipe planeja continuar observando o novo sistema, bem como a aplicar a técnica óptica para iluminar mais estrelas de nêutrons e viúvas negras no céu. 

O estudo publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Uma supernova brilhante em Virgem

O astrônomo japonês Koichi Itakagi descobriu no dia 16 de abril deste ano uma supernova de brilho intenso, denominada SN 2022hrs.

© Rolando Ligustri (SN 2022hrs)

Cinco horas após sua descoberta, o astrônomo amador italiano Claudio Balcon obteve o espectro da SN 2022hrs usando o telescópio de 0,2m pertencente ao projeto italiano de busca de supernovas. 

Os espectros das supernovas fornecem informações sobre a localidade, a composição química e também quando aconteceu o pico do brilho destes eventos extremos. Utilizando o programa GEneric cLAssification TOol (GELATO) que classifica as supernovas através dos espectros, Claudio identificou a SN 2022hrs como uma supernova tipo Ia, ou seja, uma supernova que resulta da violenta explosão de uma anã branca que compõe um sistema estelar binário.

A SN 2022hrs foi descoberta na galáxia espiral NGC 4647, localizada próxima à galáxia elíptica M60, na direção da constelação de Virgem. As duas galáxias juntas, NGC 4647 e M60 são catalogadas como Arp 116. A NGC 4647 está a 63 milhões de anos-luz de distância. A SN 2022hrs naquele momento tinha uma magnitude +15 mas atualmente apresenta aproximadamente +12.6; ou seja, o brilho da supernova está aumentando. Em sua análise, Claudio sugeriu que o brilho máximo da SN 2022hrs deve acontecer em cerca de duas semanas. 

A magnitude aparente é a grandeza que mede o brilho de objetos astronômicos observados da Terra e depende da luminosidade intrínseca do objeto, sua distância da Terra e qualquer extinção da luz causada pela poeira interestelar. Quanto mais brilhante um objeto parece, menor é sua magnitude. A estrela Sirius, por exemplo, que é a mais brilhante do céu noturno, tem magnitude aparente -1,45. O olho humano consegue enxergar o brilho dos astros cuja magnitude chegue a, no máximo, 6,5, mas se estiver em condições de baixíssima poluição luminosa. Isso significa que não é possível ver a supernova 2022hrs a olho nu. 

Fontes: Astronomy Now & Observatório Nacional

Descoberto sistema de quatro planetas com processo de migração peculiar

Uma pesquisa internacional, na qual participa o IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), descobriu um novo sistema planetário composto por 4 planetas em órbita da estrela TOI-500.

© IAC (sistema planetário composto por planetas rochosos)

Este é o primeiro sistema conhecido por acolher um análogo terrestre com um período orbital inferior a um dia e 3 planetas adicionais de baixa massa cuja configuração orbital pode ser explicada através de um cenário de migração não violento e suave.

O planeta interior, apelidado TOI-500b, é um planeta de período ultracurto, uma vez que o seu período orbital é de apenas 13 horas. É considerado um planeta análogo à Terra, ou seja, um planeta rochoso semelhante à Terra com raio, massa e densidade comparáveis aos do nosso planeta. 

Em contraste com a Terra, porém, a sua proximidade com a estrela torna-o tão quente (cerca de 1.350 ºC) que a sua superfície é muito provavelmente uma imensa extensão de lava. O novo planeta poderia ser um verdadeiro reflexo de como será a Terra no futuro, quando o Sol se tornar numa gigante vermelha, muito maior e mais brilhante do que é agora.

O exoplaneta TOI-500b foi inicialmente identificado como um candidato a planeta pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, um telescópio espacial concebido para procurar planetas em órbita de estrelas próximas usando o método de trânsito. Este método mede a diminuta diminuição de brilho de uma estrela à medida que o planeta atravessa o disco estelar visto pelo telescópio. O exoplaneta TOI-500b foi subsequentemente confirmado graças a uma campanha de observação de um ano realizada pela Universidade de Turim com o espectrógrafo HARPS no ESO.

A análise dos dados do TESS e do HARPS forneceu medições precisas da massa, raio e parâmetros orbitais do planeta de período ultracurto TOI-500b. As medições do HARPS também permitiram detectar três planetas adicionais de baixa massa em órbita de TOI-500 a cada 6,6, 26,2 e 61,3 dias. 

A novidade desta pesquisa reside no processo de migração que levou o sistema planetário à sua configuração atual. É geralmente aceito que os planetas de período ultracurto não se formaram nas suas órbitas atuais, uma vez que as regiões mais interiores do seu disco protoplanetário natal têm densidade e temperatura inadequadas para formar planetas. Devem ter tido origem mais para fora e depois migrado para dentro, para perto da sua estrela hospedeira. Embora não haja consenso sobre o processo de migração, pensa-se que muitas vezes este ocorra através de um processo violento, envolvendo a dispersão de planetas, que encolheria e excitaria as órbitas. 

No seu estudo, os pesquisadores mostram que os planetas que orbitam TOI-500 podem ter estado em órbitas quase circulares, e depois migraram para dentro, seguindo um chamado processo de migração secular que durou cerca de 2 bilhões de anos.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Cauda de sódio em Mercúrio

Isso não é um cometa.

© Sebastian Voltmer (cauda em Mercúrio)

Abaixo do aglomerado estelar das Plêiades está na verdade um planeta: Mercúrio.

Longas exposições do planeta mais interno do nosso Sistema Solar podem revelar algo inesperado: uma cauda. Caudas, é claro, são geralmente associadas a cometas. A fina atmosfera de Mercúrio contém pequenas quantidades de sódio que brilham quando excitadas pela luz do Sol. A luz solar também libera essas moléculas da superfície de Mercúrio e as afasta. O brilho amarelo do sódio, em particular, é relativamente brilhante. 

Na imagem, o planeta Mercúrio e sua cauda de sódio são visíveis em uma fotografia profunda tirada na semana passada de La Palma, Espanha, através de um filtro que transmite principalmente luz amarela emitida pelo sódio. 

Prevista pela primeira vez na década de 1980, a cauda de Mercúrio foi descoberta em 2001. Muitos detalhes da cauda foram revelados em múltiplas observações pela espaçonave robótica Messenger da NASA que orbitou Mercúrio entre 2011 e 2015.

Fonte: NASA

Analisando atmosferas exoplanetárias

Observações de arquivo de 25 Júpiteres quentes foram analisadas por uma equipe internacional de astrônomos, permitindo-lhes responder a cinco questões em aberto importantes para a nossa compreensão das atmosferas exoplanetárias.

© ESA/Hubble/N. Bartmann (atmosferas exoplanetárias)

Entre outros achados, foi descoberto que a presença de óxidos e hidretos metálicos nas atmosferas exoplanetárias mais quentes estava claramente correlacionada com o fato de as atmosferas estarem termicamente invertidas.

Até agora, a maior parte da pesquisa sobre a caracterização de exoplanetas tem sido direcionada para a modelagem. Este novo trabalho, liderado por pesquisadores da University College London (UCL), utilizou a maior quantidade de dados de arquivo alguma vez examinados num único levantamento de atmosferas exoplanetárias para analisar as atmosferas de 25 exoplanetas. A maioria dos dados provém de observações feitas com o Telescópio Espacial Hubble. 

Os pesquisadores estudaram o que o H-, que é um íon negativo de hidrogênio que foi formado pela dissociação de uma molécula como o H2 (hidrogênio) ou H2O (água). Estas moléculas separam-se a temperaturas muito elevadas, a mais de 2.227º C. Além do H-, foram estudados certos metais que fornecem detalhes sobre a química e circulação das atmosferas exoplanetárias e sobre a formação planetária.

Foram analisados Júpiteres quentes, com a intenção de identificar tendências dentro da sua população de amostras que possam fornecer uma visão mais geral das atmosferas exoplanetárias. A pesquisa explorou uma enorme quantidade de dados de arquivo, consistindo em 600 horas de observações do telescópio espacial Hubble, que complementaram com mais de 400 horas de observações pelo telescópio espacial Spitzer.

Os dados continham eclipses para todos os 25 exoplanetas e trânsitos para 17 deles. Um eclipse ocorre quando um exoplaneta passa atrás da sua estrela do ponto de vista da Terra, e um trânsito ocorre quando um planeta passa em frente da sua estrela. Tanto os dados dos eclipses como os dados dos trânsitos podem fornecer informações cruciais sobre a atmosfera de um exoplaneta.

O levantamento em grande escala produziu resultados, possibilitando identificar algumas tendências e correlações claras entre as composições atmosféricas e o comportamento observado. Algumas das principais descobertas relacionavam-se com a presença ou ausência de inversões térmicas nas atmosferas da sua amostra de exoplanetas. Uma inversão térmica é um fenômeno natural onde a atmosfera de um planeta ou exoplaneta não arrefece de forma estável com o aumento da altitude, mas em vez disso inverte do arrefecimento para o aquecimento a uma altitude mais elevada. Pensa-se que as inversões térmicas ocorrem devido à presença de certas espécies metálicas na atmosfera. Por exemplo, a atmosfera da Terra tem uma inversão atmosférica que se deve à presença do ozônio (O3). 

Foi constatado que quase todos os exoplanetas com atmosfera termicamente invertida eram extremamente quentes, com temperaturas superiores a 2.000 Kelvin. É importante notar que isto é suficientemente quente para que as espécies metálicas TiO (óxido de titânio), VO (óxido de vanádio) e FeH (hidreto de ferro) sejam estáveis numa atmosfera. Dos exoplanetas com inversões térmicas, verificou-se que quase todos tinham H-, TiO, VO ou FeH nas suas atmosferas. É sempre um desafio tirar inferências de tais resultados, porque a correlação não implica necessariamente causalidade. No entanto, a equipe foi capaz de propor um argumento convincente para que a presença de H-, TiO, VO ou FeH pudesse levar a uma inversão térmica, pois todas estas espécies metálicas absorvem muito eficazmente a luz estelar. 

Pode ser que as atmosferas exoplanetárias suficientemente quentes para sustentar estes elementos tendam a ser termicamente invertidas, pois absorvem tanta luz estelar que as suas atmosferas superiores aquecem ainda mais. Por outro lado, a equipe também descobriu que os Júpiteres quentes mais frios (com temperaturas inferiores a 2.000 K e, portanto, sem H-, TiO, VO ou FeH nas suas atmosferas) quase nunca tiveram atmosferas termicamente invertidas. 

Um aspeto significativo desta investigação foi que a equipe conseguiu utilizar uma grande amostra de exoplanetas e uma quantidade extremamente grande de dados para determinar tendências, que podem ser utilizadas para prever o comportamento em outros exoplanetas. Isto é extremamente útil, porque proporciona uma visão de como os planetas se podem formar e também porque permite que outros astrônomos planejem mais eficazmente observações futuras. 

Uma melhor compreensão das populações de exoplanetas poderia também aproximar-nos da resolução de mistérios em aberto sobre o nosso próprio Sistema Solar. Muitas questões como as origens da água na Terra, a formação da Lua e as diferentes histórias evolutivas da Terra e de Marte, ainda estão por resolver apesar da nossa capacidade em obter medições localmente. 

Um artigo foi publicado no periódico Astrophysical Journal Supplement Series. 

Fonte: ESA

Buracos negros aniquilam milhares de estrelas para estimular crescimento

Um novo levantamento de mais de 100 galáxias pelo observatório de raios X Chandra da NASA revelou sinais de que buracos negros estão demolindo milhares de estrelas numa tentativa de ganhar massa.

© Chandra/Hubble (galáxias NGC 1385, NGC 1566, NGC 3344 e NGC 6503)

As quatro galáxias vistas na imagem estão entre as 29 galáxias da amostra que mostraram evidências do crescimento de buracos negros perto dos seus centros. Os raios X do Chandra (em azul) foram sobrepostos em imagens ópticas, pelo telescópio espacial Hubble, das galáxias NGC 1385, NGC 1566, NGC 3344 e NGC 6503. Os quadros destacam a localização dos buracos negros em crescimento.

Estes novos resultados sugerem um percurso algo violento para que pelo menos alguns destes buracos negros atinjam o seu tamanho atual, destruição estelar numa escala que raramente ou nunca foi vista antes. 

Os astrônomos fizeram estudos detalhados de duas classes distintas de buracos negros. A variedade menor são os buracos negros de "massa estelar", que tipicamente têm massas de 5 a 30 vezes a massa do Sol. No outro lado do espectro estão os buracos negros supermassivos que vivem no meio da maioria das grandes galáxias, que têm milhões ou mesmo bilhões de massas solares.

Nos últimos anos, também foram encontradas evidências de que existe uma classe chamada "buracos negros de massa intermediária". O novo estudo do Chandra poderia explicar como tais buracos negros de massa intermediária são produzidos através do crescimento violento de buracos negros de massa estelar. A chave para fazer buracos negros de massa intermediária pode ser o seu ambiente.

Esta última pesquisa analisou aglomerados estelares muito densos nos centros de galáxias. Com estrelas tão próximas umas das outras, muitas passarão dentro da atração gravitacional de buracos negros nos centros dos aglomerados. 

O trabalho teórico da equipe implica que se a densidade de estrelas num aglomerado, ou seja, o número comprimido num determinado volume, estiver acima de um valor limiar, um buraco negro de massa estelar no centro do aglomerado sofrerá um crescimento rápido à medida que puxa, desfaz e ingere as abundantes estrelas vizinhas em íntima proximidade.

Dos aglomerados estelares do novo estudo do Chandra, os que tinham densidade acima deste limiar tinham cerca do dobro de buracos negros em crescimento do que os que estavam abaixo deste limiar de densidade. O limiar de densidade depende também da rapidez com que as estrelas nos aglomerados estão se movendo. 

O processo sugerido pelo estudo do Chandra mais recente pode ocorrer em qualquer momento da história do Universo, implicando que os buracos negros de massa intermediária podem formar-se bilhões de anos após o Big Bang, até nos dias de hoje.

O artigo que descreve estes resultados foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal. Também está disponível online. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Hubble espia uma galáxia difusa tênue

A galáxia ultradifusa GAMA 526784 aparece como um tênue pedaço de luz nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (GAMA 526784)

Este objeto fino reside na constelação de Hydra, a cerca de quatro bilhões de anos-luz da Terra. 

As galáxias ultradifusas, como GAMA 526784, possuem várias peculiaridades. Por exemplo, seu conteúdo de matéria escura pode ser extremamente baixo ou extremamente alto; as galáxias ultradifusas foram observadas com uma quase completa falta de matéria escura, enquanto outras consistem em quase nada além de matéria escura. Outra estranheza dessa classe de galáxias é sua abundância anômala de aglomerados globulares brilhantes, algo não observado em outros tipos de galáxias. 

O telescópio espacial Hubble captou a GAMA 526784 com a Advanced Camera for Surveys (ACS), que foi instalada em 2002 por astronautas durante a Hubble Servicing Mission 3B. Desde então, o instrumento desempenhou um papel fundamental em alguns dos resultados científicos mais impressionantes do Hubble, incluindo a exploração do Hubble Ultra Deep Field. A ACS também fotografou Plutão antes da missão New Horizon, observou lentes gravitacionais gigantescas e encontrou galáxias totalmente formadas no início do Universo.

Esta imagem vem de um conjunto de observações do Hubble projetadas para esclarecer as propriedades das galáxias ultradifusas. A visão aguçada do Hubble permitiu que os astrônomos estudassem a galáxia GAMA 526784 em alta resolução em comprimentos de onda ultravioleta, ajudando a avaliar os tamanhos e idades das regiões compactas de formação de estrelas.

Fonte: ESA

Micronova: um novo tipo de explosão estelar

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), uma equipe de astrônomos observou um novo tipo de explosão estelar: uma micronova.

© ESO (ilustração de uma micronova)

Estas explosões acontecem na superfície de certas estrelas e podem queimar cerca de 3,5 bilhões de Grandes Pirâmides de Gizé de material estelar em apenas algumas horas.

O fenômeno desafia o nosso entendimento de como é que as explosões termonucleares ocorrem nas estrelas. Esta descoberta propõe um modo completamente novo deste fenômeno acontecer. 

As micronovas são eventos extremamente poderosos, mas são pequenas em escalas astronômicas; são muito menos energéticas que as explosões estelares conhecidas como novas, as quais são conhecidas há séculos. Ambos os tipos de explosões ocorrem em anãs brancas, estrelas “mortas” com uma massa comparável à do nosso Sol, mas tão pequenas como o Terra em termos de tamanho, o que significa que são objetos muito densos. 

Uma anã branca em um sistema de duas estrelas pode "roubar" material, principalmente hidrogênio, de sua estrela companheira se estiverem próximas o suficiente. À medida que este gás vai caindo na superfície muito quente da estrela anã branca, os átomos de hidrogênio vão se fundindo em hélio de forma bastante explosiva. Nas novas, estas explosões termonucleares ocorrem em toda a superfície estelar. Tais detonações fazem com que toda a superfície da anã branca arda e brilhe intensamente durante várias semanas. As micronovas são explosões semelhantes, mas menores em escala e mais rápidas, durando apenas algumas horas. Ocorrem em algumas anãs brancas com campos magnéticos fortes, onde o material é encaminhado em direção aos polos magnéticos da estrela.

Foi visto pela primeira vez que a fusão do hidrogênio também se pode dar de maneira localizada. O hidrogênio fica contido na base dos polos magnéticos de algumas anãs brancas, de tal maneira que a fusão ocorre apenas nestes polos magnéticos. 

As explosões nas micronovas podem queimar cerca de 20 quintilhões de kg! Isto é cerca de 3,5 bilhões de Grandes Pirâmides de Gizé, de material. O peso da Grande Pirâmide de Gizé no Cairo, Egito (também conhecida por Pirâmide de Khufu ou Pirâmide de Quéops) é cerca de 5,9 bilhões kg.

Os astrônomos se depararam com estas misteriosas explosões ao analisar dados do satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. A equipe observou três micronovas com o TESS: duas em anãs brancas conhecidas e uma terceira que necessitou de mais observações, colectadas com o instrumento X-shooter montado no VLT, para se confirmar que se tratava também de uma anã branca.

A descoberta de micronovas aumenta o repertório de explosões estelares conhecidas. A equipe quer agora captar mais destes eventos elusivos, o que requer rastreios de larga escala e medições rápidas de acompanhamento. Uma resposta rápida de telescópios como o VLT ou o New Technology Telescope do ESO e o conjunto de instrumentos disponíveis permitirão desvendar com mais detalhes o que são estas misteriosas micronovas.

Esta pesquisa foi apresentada num artigo publicado na revista Nature, intitulado "Localised thermonuclear bursts from accreting magnetic white dwarfs". Uma carta de acompanhamento, intitulada "Triggering micronovae through magnetically confined accretion flows in accreting white dwarfs" foi aceita para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESO

Algumas estrelas gigantes vermelhas apresentam perda de peso

Astrônomos da Universidade de Sydney encontraram pela primeira vez um tipo menos massivo de estrela gigante vermelha.

© NASA/M. Weiss (estrela gigante vermelha transfere massa para anã branca)

Estas estrelas sofreram uma dramática perda de peso, possivelmente devido a uma companheira estelar gananciosa. A descoberta é um passo importante para compreender a vida das estrelas na Via Láctea, as nossas vizinhas mais próximas. 

Existem milhões de estrelas gigantes vermelhas na nossa Galáxia. Estes objetos luminosos e menos quentes são o que o nosso Sol se tornará dentro de quatro bilhões de anos. Há já algum tempo que os astrônomos preveem a existência de gigantes vermelhas menos massivas. Depois de terem encontrado cerca de 40 gigantes vermelhas menos massivas, escondidas num mar de gigantes normais, a equipe da Universidade de Sydney pode finalmente confirmar a sua existência. Estas gigantes vermelhas são menores em tamanho ou menos massivas do que as gigantes vermelhas normais.

Como e porque é que emagreceram? A maioria das estrelas no céu pertencem a sistemas binários, ou seja, duas estrelas ligadas gravitacionalmente uma à outra. Quando as estrelas em binários íntimos incham, à medida que as estrelas envelhecem, algum material pode alcançar a esfera gravitacional da sua companheira e ser sugado.

A equipe analisou dados de arquivo do telescópio espacial Kepler da NASA. De 2009 a 2013, o telescópio registou continuamente variações de luminosidade em dezenas de milhares de gigantes vermelhas. Utilizando este conjunto de dados incrivelmente preciso e grande, foi realizado um censo minucioso desta população estelar, fornecendo as bases para detectar tais objetos. 

Foram revelados dois tipos incomuns de estrelas: gigantes vermelhas de massa muito baixa e gigantes vermelhas subluminosas (de brilho inferior). As estrelas de massa muito baixa têm apenas 0,5 a 0,7 massas solares, cerca de metade da massa do nosso Sol. Se as estrelas de massa muito baixa não tivessem perdido massa de repente, as suas massas indicariam que eram mais velhas do que a idade do Universo, caracterizando uma impossibilidade. As estrelas subluminosas, por outro lado, têm massas normais, que vão de 0,8 a 2,0 massas solares. Contudo, são mais tênues, por isso são subluminosas em comparação com as gigantes vermelhas normais. Apenas foram encontradas sete estrelas subluminosas, sendo possível que muitas mais estão escondidas na amostra.

Estes pontos de dados incomuns não podiam ser explicados por simples expectativas da evolução estelar. Isto levou os pesquisadores a concluir que outro mecanismo deve estar em ação, forçando estas estrelas a sofrer uma dramática perda de peso: o roubo de massa por estrelas próximas.

Os astrônomos apoiaram-se na asterosismologia - o estudo das vibrações estelares - para determinar as propriedades das gigantes vermelhas. Os métodos tradicionais para estudar uma estrela estão limitados às suas propriedades de superfície, por exemplo, a temperatura e luminosidade da superfície. Em contraste, a asterosismologia, que utiliza ondas sonoras, estuda o que está abaixo. As ondas penetram o interior estelar, fornecendo informações ricas sobre outra dimensão.

Os pesquisadores conseguiram determinar com precisão as fases evolutivas, massas e tamanhos das estrelas com este método. E quando olharam para as distribuições destas propriedades, algo fora do comum foi imediatamente visto: algumas estrelas têm massas pequenas ou tamanhos pequenos.

A descoberta foi publicada na Nature Astronomy.

Fonte: University of Sydney