Em busca da matéria escura

A matéria escura é um dos maiores mistérios da ciência moderna.

© Chandra/Hubble/Magellan (aglomerado de galáxias Bala)

Detecções do observatório de raios X Chandra mostram a separação da matéria comum (rosa) e da maioria da massa (azul) em uma colisão de galáxias do Aglomerado Bala, uma evidência convincente da existência de matéria escura.

Segundo a física teórica Chanda Prescod-Weinstein, toda a matéria observável que os instrumentos atuais conseguem apreender corresponde a cerca de 20% do Universo (e somente a 4%, se levarmos em conta a equivalência massa e energia): o resto deve ser populado por uma substância misteriosa, que contribui para a gravidade que observamos afetar os astros, mas não parece interagir de nenhuma forma com nossos detectores. 

Apesar de já ter sido sugerida desde os anos 1920, a primeira evidência conclusiva da existência da matéria escura veio nos anos 1960. A responsável foi a astrônoma Vera C. Rubin que observou que as estrelas na periferia da galáxia estavam se movendo rápido demais, se levarmos em consideração apenas a gravidade da matéria comum que compõe o Modelo Padrão. A partir daí, Rubin e o astrônomo Kent Ford publicaram extensas pesquisas sobre a substância nos anos 1970, e no início da década de 1980, os cientistas já concordavam sobre a matéria escura ser um problema da física. 

A separação dos campos abriu espaço para os físicos tentarem detectá-la em três categorias de experimentos. A detecção direta procura pela interação da matéria escura com a matéria comum dentro da força atômica fraca ou de outras forças hipotéticas. A abordagem oposta é a usada nos colisores de partículas, como o LHD (Grande Colisor de Hádrons), na França e Suíça, que busca colidir a matéria comum para tentar produzir matéria escura. E, a última delas é a detecção indireta, que procura por interações dessa substância consigo mesma, esperando gerar efeitos (como partículas ou colisões) detectáveis. 

Ainda que nenhuma das categorias tenha encontrado o que a matéria escura é, elas ajudaram a diminuir as possibilidades do que a substância pode ser. Atualmente, o modelo mais aceito é o da “matéria escura fria”, que a associa a partículas se movendo a velocidades muito inferiores a velocidade da luz. Dentro deste modelo, uma das linhas de explicação clássica são as WIMPs, que são partículas massivas que interagem fracamente.

Presumidamente, elas se formaram no Universo primitivo e podem interagir com a matéria comum através da força fraca. Um dos candidatos mais populares para a matéria escura estão na classe dos férmions, da qual também fazem parte elétrons e quarks. Porém, com o passar dos anos e a ausência da sua presença nos experimentos, os cientistas passaram a favorecer outra explicação: áxions, que são muito mais leves que as WIMPs e que possuem propriedades quânticas diferentes. 

Notavelmente, alguns teóricos afirmam que elas poderiam formar condensados de Bose-Einstein, um estado da matéria em que todas as partículas agem de forma coletiva, como uma espécie de “superpartícula”. 

A parte mais intrigante dessa teoria é que, se a matéria escura escura realmente corresponder a essas partículas, poderia formar este condensado naturalmente, no espaço, em diferentes estruturas de acordo com seus parâmetros e propriedades quânticas. Podem ser aglomerados semelhantes a asteroides, como defende Chanda Prescod-Weinstein, ou enormes halos ao redor de galáxias, em diferentes formatos, como defendem outros teóricos.

Se isso for verdadeiro, detectar a matéria escura pode ser uma questão de sondar o espaço e analisar o formato dessas estruturas; é aí que a astronomia se torna importante para os avanços da física de partículas. e o problema retorna para o campo no qual se originou, com as descobertas de Rubin. 

Ainda sabemos pouco sobre essa substância, e as chances de simplesmente detectá-la no espaço são mínimas. Ainda assim, o recente aumento de relevância nas pesquisas de matéria escura abre espaço para uma união entre físicos e astrônomos em busca de solucionar esse mistério. Com os achados da física, astrônomos podem vasculhar os céus por laboratórios já prontos, mais extremos do que qualquer um que possamos construir aqui na Terra, e talvez seja apenas nessas condições que a matéria escura se revele para nós. 

Fonte: Scientific American

Nova descoberta sobre galáxias distantes

Uma equipe de astrofísicos do Instituto Niels Bohr da Universidade de Copenhague chegou a um resultado importante no que diz respeito às populações estelares localizadas além da Via Láctea.

© Karsten Möller (Galáxia de Andrômeda)

O resultado pode mudar a nossa compreensão de uma vasta gama de fenômenos astronômicos, incluindo a formação de buracos negros, supernovas e a razão pela qual as galáxias morrem. 

O aspeto das estrelas em galáxias distantes tem sido um mistério. Desde 1955 que se assume que a composição das estrelas nas outras galáxias do Universo é semelhante à das centenas de bilhões de estrelas dentro da nossa; uma mistura de estrelas massivas, de massa média e de massa baixa. Mas com a ajuda de observações de 140.000 galáxias em todo o Universo e de uma variedade de modelos avançados, a equipe testou se a mesma distribuição de estrelas aparente na Via Láctea se aplica em outros locais. A resposta é não. As estrelas em galáxias distantes são tipicamente mais massivas do que as da Via Láctea. A descoberta tem um grande impacto sobre o que pensamos saber sobre o Universo. 

A massa das estrelas é de suma importância. Se mudarmos a massa, também mudamos o número de supernovas e buracos negros que surgem das estrelas massivas. Como tal, o nosso resultado significa que teremos de rever muitas das coisas que em tempos presumimos, porque as galáxias distantes parecem bastante diferentes da nossa. 

Os pesquisadores assumiram que o tamanho e massa das estrelas em outras galáxias eram semelhantes à nossa durante mais de cinquenta anos, pela simples razão de não as poderem observar através de um telescópio, como podiam fazer com as estrelas da nossa própria Galáxia. 

As galáxias distantes estão a bilhões de anos-luz de distância. Como resultado, apenas a luz das suas estrelas mais poderosas chega à Terra. Isto tem sido um desafio durante anos, pois nunca foi possível esclarecer com precisão como as estrelas de outras galáxias foram distribuídas, uma incerteza que conduz a acreditar que estavam distribuídas largamente como as estrelas da Via Láctea. 

No estudo, foi analisado a luz de 140.000 galáxias usando o catálogo COSMOS, uma grande base de dados internacional com mais de um milhão de observações da luz de outras galáxias. Estas galáxias estão distribuídas do ponto mais próximo ao mais distante do Universo, a partir do qual a luz viajou doze bilhões de anos antes de poder ser observada na Terra. 

De acordo com os pesquisadores, a nova descoberta terá muitas implicações. Por exemplo, continua por resolver a razão pela qual as galáxias morrem e deixam de formar novas estrelas. O novo resultado sugere que isto poderá ser explicado por uma simples tendência.

Conclui-se que as galáxias menos massivas continuam formando estrelas, enquanto que as galáxias mais massivas param de formar novas estrelas. Isto sugere uma tendência notavelmente universal na morte das galáxias. 

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Niels Bohr Institute

O Sol pode contribuir para as tempestades de poeira de Marte

Uma equipe de pesquisadores relatou que um desequilíbrio sazonal na quantidade de energia solar absorvida e liberada pelo planeta Marte é uma causa provável das tempestades de poeira que há muito intrigam os observadores.

© NASA/JPL (tempestade em Marte)

À esquerda, Marte em condições limpas; à direita, Marte envolvido por uma tempestade de poeira sazonal.

O desequilíbrio extremo de Marte referente ao balanço energético foi documentado pelos pesquisadores da Universidade de Houston. Uma das descobertas mais interessantes é que o excesso de energia, ou seja, mais energia sendo absorvida do que emitida, poderia ser um dos mecanismos geradores das tempestades de poeira de Marte. Compreender como isto funciona em Marte pode fornecer pistas sobre a função do balanço energético da Terra no desenvolvimento de tempestades severas. 

Uma fina atmosfera e uma órbita muito elíptica tornam Marte especialmente susceptível a grandes diferenças de temperatura. Absorve quantidades extremas de calor solar quando está mais perto do Sol nas suas estações perielionares (primavera e verão para o hemisfério sul de Marte), que é a mesma parte extrema da órbita em que aparecem as suas tempestades de poeira. À medida que a sua órbita afasta Marte do Sol, é absorvida menos energia solar pelo planeta. 

Na Terra, os desequilíbrios energéticos podem ser medidos de acordo com a estação e o ano e desempenham um papel crítico no aquecimento global e nas alterações climáticas. 

Marte não é um planeta que tenha qualquer tipo de mecanismos reais de armazenamento de energia, como ocorre aqui na Terra. Os grandes oceanos, por exemplo, ajudam a equilibrar o sistema climático. Ainda assim, Marte contém sinais de que oceanos, lagos e rios foram outrora abundantes. Então, o que aconteceu? 

Os fatos são incertos quanto aos motivos ou quando o planeta se tornou neste globo quente e poeirento com uma abundância de óxido de ferro, cuja cor sépia inspirou observadores de há séculos atrás a chamar-lhe o Planeta Vermelho. Marte já teve, no passado, oceanos e lagos, mas mais tarde sofreu aquecimento global e alterações climáticas. De alguma forma, Marte perdeu os seus oceanos e lagos. Sabemos que estão a acontecer alterações climáticas agora na Terra. 

Para os entusiastas planetários, muitos dos dados podem ser acessados gratuitamente a partir do website PDS (Planetary Data Systems) da NASA, embora alguma informação esteja disponível apenas para os pesquisadores. Colaboraram também com cientistas da NASA, a Mars Global Surveyor e duas missões, Curiosity e InSight, que ainda estão operando no solo marciano.

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences. 

Fonte: University of Houston

Um aglomerado globular eclético

Os tons vermelhos suaves do aglomerado globular Liller 1 são parcialmente obscurecidos nessa imagem por uma densa dispersão de estrelas azuis penetrantes.

© Hubble (Liller 1)

Na verdade, é graças à Wide Field Camera 3 (WFC3) do telescópio espacial Hubble que podemos ver Liller 1 tão claramente nesta imagem, porque a câmera é sensível a comprimentos de onda de luz que o olho humano não consegue detectar. Liller 1 está a apenas 30.000 anos-luz da Terra, mas fica dentro da “protuberância” da Via Láctea, a região densa e empoeirada no centro da nossa galáxia. 

Por causa disso, Liller 1 é fortemente obscurecido pela poeira interestelar, que espalha a luz visível (particularmente a luz azul) de forma muito eficaz. Felizmente, alguma luz visível infravermelha e vermelha é capaz de passar por essas regiões empoeiradas. 

A WFC3 é sensível aos comprimentos de onda do visível e do infravermelho próximo, permitindo-nos ver através das nuvens escuras de poeira e fornecendo esta vista espetacular deste aglomerado. 

Liller 1 é um aglomerado globular particularmente interessante porque, ao contrário da maioria de seu tipo, contém uma mistura de estrelas muito jovens e muito velhas. Aglomerados globulares normalmente abrigam apenas estrelas antigas, algumas quase tão antigas quanto o próprio Universo. 

Em vez disso, Liller1 contém pelo menos duas populações estelares distintas com idades notavelmente diferentes: a mais antiga tem 12 bilhões de anos e o componente mais jovem tem apenas de 1 a 2 bilhões de anos. Isso levou os astrônomos a concluir que esse sistema estelar foi capaz de formar estrelas durante um período de tempo extraordinariamente longo. 

Fonte: ESA

Uma nova visão do Sol

A sonda Solar Orbiter na sua primeira passagem próxima pelo Sol mostra proeminências poderosas fornecendo extraordinárias informações sobre o comportamento magnético do Sol e a forma como este molda o clima espacial.

© ESA/Solar Orbiter (erupção solar de uma região ativa)

A passagem mais próxima da Solar Orbiter pelo Sol, conhecida como periélio, teve lugar no dia 26 de março. A sonda estava dentro da órbita de Mercúrio, a cerca de um-terço da distância Sol-Terra, e o seu escudo térmico atingia 500 °C. Mas dissipou esse calor com a sua tecnologia inovadora para manter a nave segura e funcional. A sonda também absorveu várias erupções solares e até uma ejeção de massa coronal dirigida à Terra, proporcionando uma previsão meteorológica espacial em tempo real. 

O principal objetivo científico da Solar Orbiter é explorar a ligação entre o Sol e a heliosfera. A heliosfera é a grande "bolha" espacial que se estende além dos planetas do nosso Sistema Solar. Está cheia de partículas eletricamente carregadas, a maioria das quais foram expelidas pelo Sol para formar o vento solar. É o movimento destas partículas e os campos magnéticos associados que criam o clima espacial. 

Os instrumentos EUI (Extreme Ultraviolet Imager) e STIX (X-ray Spectrometer/Telescope) a bordo da nave espacial Solar Orbiter captaram uma erupção solar de uma região ativa na face do Sol em 2 de março de 2022. As imagens EUI mostram luz ultravioleta extrema com um comprimento de onda de 17 nanômetros sendo emitida por gases solares atmosféricos com uma temperatura de cerca de um milhão de graus Celsius. O EUI obtém tanto imagens de disco completo utilizando o telescópio FSI (Full Sun Imager), como imagens detalhadas de uma região menor utilizando o telescópio HRIEUV (High Resolution Imager). As detecções STIX foram sobrepostas nas imagens ampliadas do EUI HRIEUV. O STIX regista os raios X em duas bandas de energia diferentes. Os raios X menos energéticos são exibidos em vermelho, os raios X mais energéticos são exibidos em azul. A erupção emite principalmente luz ultravioleta extrema e raios X menos energéticos, mas à medida que se desenvolve, também gera alguns raios X mais energéticos.

O periélio foi um enorme sucesso e gerou uma vasta quantidade de dados extraordinários. A sonda já está navegando pelo espaço para se alinhar para a sua passagem seguinte pelo periélio, ligeiramente mais próxima do Sol, em 13 de outubro, a 0,29 vezes a distância entre o Sol e a Terra. Antes, em 4 de setembro, fará a sua terceira passagem por Vênus. 

A Solar Orbiter já tirou as suas primeiras fotografias das regiões polares largamente inexploradas do Sol, mas muito mais está ainda por vir. No dia 18 de fevereiro de 2025, a Solar Orbiter encontrará Vênus pela quarta vez. Isto resultará no aumento da inclinação da órbita da sonda para cerca de 17 graus. O quinto voo por Vênus, em 24 de dezembro de 2026, aumentará ainda mais esta inclinação para 24 graus e marcará o início da missão de "alta latitude". 

Nesta fase, a Solar Orbiter vai ver as regiões polares do Sol mais diretamente do que nunca. Tais observações em linha de visão são a chave para desenredar o complexo ambiente magnético nos polos, que por sua vez podem guardar o segredo do ciclo de 11 anos de atividade solar. 

Fonte: ESA

Observada explosão numa anã branca

Quando estrelas como o nosso Sol utilizam todo o seu combustível, encolhem para formar anãs brancas. Por vezes, estas estrelas mortas voltam à vida numa explosão superquente e produzem uma bola de fogo de raios X.

© A. Kreikenbohm (ilustração de emissão de raios X numa anã branca)

Uma equipe de vários institutos alemães pôde agora observar pela primeira vez uma tal explosão de raios X. Estes flashes de raios X duram apenas algumas horas e são quase impossíveis de prever; e o instrumento de observação tem que estar apontado diretamente para a explosão no momento certo. O instrumento neste caso é o telescópio de raios X eROSITA, que se encontra atualmente a um milhão e meio de quilômetros da Terra. 

No dia 7 de julho de 2020 o eROSITA mediu fortes raios X numa área do céu que tinha sido completamente inconspícua quatro horas antes. Quando o telescópio de raios X examinou a mesma posição no céu quatro horas mais tarde, a radiação tinha desaparecido. Deduz-se que o flash de raios X que anteriormente tinha sobre-exposto o centro do detector deve ter durado menos de oito horas.

Explosões de raios X como esta foram previstas pela pesquisa teórica há mais de 30 anos, mas nunca tinham sido observadas diretamente até agora. Estas bolas de fogo de raios X ocorrem na superfície de estrelas que eram originalmente comparáveis em tamanho ao Sol antes de utilizarem a maior parte do seu combustível constituído  de hidrogênio e mais tarde hélio no interior dos seus núcleos. Estes corpos estelares encolhem até que permaneçam "anãs brancas", que são semelhantes à Terra em tamanho, mas contêm uma massa que pode ser semelhante à do nosso Sol. Em comparação, se o Sol tivesse o mesmo tamanho de uma maçã, a Terra teria o mesmo tamanho que uma cabeça de alfinete orbitando em volta da maçã a uma distância de 10 metros. 

O espectro de raios X emitidos, além de ser de curta duração, são também muito suave. Os raios X suaves não são muito energéticos e são facilmente absorvidos pelo meio interestelar, não sendo captados de muito longe nesta banda, o que limita o número de objetos observáveis. Os telescópios são normalmente concebidos para serem mais eficazes em raios X mais duros, onde a absorção é menos importante. 

Uma vez que estas estrelas são principalmente constituídas por oxigênio e carbono, podemos compará-las com diamantes gigantescos que têm o mesmo tamanho que a Terra flutuando no espaço. Estes objetos sob a forma de pedras preciosas são tão quentes que brilham de branco. Contudo, a radiação é tão fraca que é difícil de detectar da Terra. A menos que a anã branca seja acompanhada por uma estrela que ainda esteja ardendo, e quando a enorme atração gravitacional da anã branca retira hidrogênio da casca de material desta estrela que a acompanha. Com o tempo, este hidrogênio pode recolher-se para formar uma camada de apenas alguns metros de espessura na superfície da anã branca. Nesta camada, a enorme força gravitacional gera uma enorme pressão que é tão grande que faz com que a estrela se reacenda. Numa reação em cadeia, em breve ocorre uma explosão durante a qual a camada de hidrogênio é expelida. 

De acordo com os resultados, a anã branca tem mais ou menos a massa do nosso Sol e é, portanto, relativamente grande. A explosão gerou uma bola de fogo com uma temperatura de aproximadamente 327.000 ºC, tornando-se cerca de sessenta vezes mais quente do que o Sol. 

Estas novas ficam sem combustível e arrefecem rapidamente, onde os raios X tornam-se mais fracos até que eventualmente se tornam luz visível, atingindo a Terra meio dia após a detecção do eROSITA e foi observada por telescópios ópticos. Aparentemente, estrelas como esta foram observadas no passado e foram chamadas "estrela nova" por causa do seu aparecimento inesperado.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Primeiro eclipse total da Lua deste ano

Na noite de hoje para a madrugada segunda-feira todo o Brasil poderá observar o primeiro eclipse total da Lua de 2022.

© NASA (eclipse total da Lua)

O fenômeno será visível em toda a América do Sul e América Central, parte da América do Norte, parte da Europa e parte da África. 

O eclipse total da Lua ocorre quando a Lua entra na umbra, ou seja, na sombra da Terra em um alinhamento entre Sol, Terra e Lua. Este é um belo fenômeno para ser observado. 

No eclipse lunar total o satélite natural da Terra fica com a coloração avermelhada, por isso é a chamada “Lua de Sangue”. Durante um eclipse lunar, a Lua fica vermelha porque a única luz solar que atinge a Lua passa pela atmosfera da Terra. Este fenômeno é denominado “dispersão de Rayleigh”. Quanto mais poeira ou nuvens na atmosfera da Terra durante o eclipse, mais vermelha a Lua aparecerá. 

A superfície da Lua ficará completamente coberta por 1 hora, 24 minutos e 22 segundos. A duração da totalidade será de 85 minutos. 

No Brasil, o eclipse lunar total com a fase penumbral terá início às 22h32, a fase parcial começa às 23h27 de 15 de maio, o eclipse completo começa às 0h29, o máximo do eclipse lunar total, quando a Lua estará totalmente no cone de sombra da Terra, e ficará com tom avermelhado, ocorre às 1h11, o eclipse completo encerra às 1h53, a fase parcial termina às 2h55 e o final do evento com a fase penumbral será às 3h50 do dia 16 de maio. 

© Frederick Ringwald (eclipse lunar total de 15 de abril de 2014)

Ainda em 2022, ocorrerá um segundo eclipse lunar total, no dia 8 de novembro. O próximo eclipse total da Lua que poderá ser visto nestas circunstâncias aqui no Brasil será somente de 25 para 26 de junho de 2029. 

Embora o Brasil esteja numa posição global privilegiada para apreciar este eclipse lunar, infelizmente a visibilidade do fenômeno será prejudicada em muitas regiões do país, por causa do excesso de nebulosidade, onde as condições meteorológicas estarão propensas a muitas nuvens e chuva. 

O fenômeno também pode ser assistido pela internet a partir das 23h. Algumas plataformas vão transmitir o evento ao vivo, tais como: Observatório Nacional,  The Virtual Telescope Project e NASA. 

 Fonte: NASA e Cosmo Novas

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