Sistema estelar quádruplo pode dar origem a supernovas

Um sistema estelar quádruplo observado recentemente na Universidade de Canterbury poderia representar um novo canal pelo qual explosões termonucleares de supernovas podem ocorrer no Universo.

© Universe Magazine (sistema estelar quádruplo)

O raro sistema estelar duplo binário HD74438 foi descoberto na constelação de Vela em 2017 usando o Gaia-ESO Survey que caracterizou mais de 100.000 estrelas na Via Láctea.

Observações de acompanhamento do HD 74438 foram obtidas ao longo de vários anos para rastrear com precisão as órbitas das estrelas no sistema estelar quádruplo. As observações foram feitas com espectrógrafos de alta resolução Hercules no Telescópio McLellan de 1,0 m no Observatório Mt. John da Universidade de Canterbury, na Nova Zelândia, e no Grande Telescópio da África do Sul. 

Os astrônomos foram capazes de determinar que este sistema estelar é composto de quatro estrelas gravitacionalmente ligadas: um binário de período curto orbitando outro binário de período curto em um período orbital mais longo (configuração 2 + 2). 

O sistema quádruplo é um membro do jovem aglomerado estelar aberto IC 2391, tornando-o o quádruplo espectroscópico mais jovem (com apenas 43 milhões de anos) descoberto na Via Láctea até hoje, e entre os sistemas quádruplos com o menor período orbital externo de seis anos. 

Os pesquisadores mostraram que os efeitos gravitacionais do sistema binário externo estão mudando as órbitas do binário interno, fazendo com que ele se torne mais excêntrico. Simulações de última geração da evolução futura deste sistema mostram que tal dinâmica gravitacional pode levar a uma ou múltiplas colisões e eventos de fusão produzindo estrelas mortas evoluídas (anãs brancas) com massas logo abaixo do limite de Chandrasekhar. Como resultado de transferência de massa ou fusões, estas estrelas anãs brancas podem produzir uma explosão termonuclear de supernova. 

Uma estrela como o nosso Sol terminará sua vida como uma pequena estrela morta densa conhecida como anã branca, e a massa das anãs brancas não pode ultrapassar o chamado limite de Chandrasekhar, ou seja, cerca de 1,4 vezes a massa do Sol. Se isso acontecer, por causa da transferência de massa ou eventos de fusão, pode colapsar e produzir uma supernova termonuclear. Curiosamente, suspeita-se que 70% a 85% de todas as supernovas termonucleares resultem da explosão de anãs brancas com massas sub-Chandrasekhar. 

As estrelas binárias são protagonistas de eventos astrofísicos, onde suas fusões são a causa da recente detecção de emissões de ondas gravitacionais. Elas também nos permitem derivar parâmetros estelares fundamentais como massas, raios e luminosidades com uma precisão melhor em comparação com estrelas únicas. Elas representam as joias nas quais vários tópicos de astrofísica dependem. 

Os sistemas estelares quádruplos representam apenas uma fração marginal de todos os sistemas múltiplos. A evolução complexa de tais sistemas múltiplos envolve transferência de massa e colisões, levando a fusões que também são possíveis progenitores de supernovas termonucleares. Estas supernovas representam velas padrão para fixar a escala de distância do Universo, embora os canais evolutivos que levam aos progenitores de tais explosões de supernovas ainda sejam altamente debatidos. 

O artigo "A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar type Ia supernovae" foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: University of Canterbury

Novas semelhanças entre a Terra e Titã

A lua de Saturno, Titã, é bastante parecida com a Terra, pois também tem rios e mares, só que eles são compostos de metano e etano líquidos em vez de água.

© NASA/Cassini (Titã)

Astrônomos descobriram como o ciclo de líquido no satélite é similar com o do nosso planeta, mostrando semelhanças antes desconhecidas.

A pesquisa foi liderada por Mathieu Lapôtre, geólogo da Universidade de Stanford, nos Estados Unidos. O estudo revela de que modo o ciclo de transporte de líquido impulsiona grãos sobre a superfície de Titã. 

A atmosfera da maior lua de Saturno é tomada por ventos de nitrogênio que formam dunas de areia de hidrocarbonetos. Os cientistas identificaram o processo que permite a formação de tais grãos e até mesmo de rochas em Titã, dependendo da frequência com que os ventos sopram e os riachos fluem. Com isso, eles acreditam ter descoberto como todos os ambientes sedimentares da lua se formaram. “Se entendermos como as diferentes peças do quebra-cabeça se encaixam e sua mecânica, podemos começar a usar as formas de relevo deixadas por esses processos sedimentares para dizer algo sobre o clima ou a história geológica de Titã, e como elas podem afetar a perspectiva para a vida na lua,” aponta Lapôtre. 

Primeiro, os pesquisadores buscaram compreender como os compostos orgânicos básicos de Titã — que acredita-se serem muito mais frágeis do que grãos de silicato inorgânicos na Terra — podem se transformar em estruturas maiores em vez de virarem poeira. Normalmente, conforme os ventos transportam os grãos, eles colidem uns com os outros e com a superfície. Essas colisões tendem a diminuir o tamanho do grão. Mas qual mecanismo poderia deixar grãos em tamanho estável? 

Ao analisarem ooides, sedimentos esféricos de mares tropicais rasos da Terra, os cientistas acreditam ter encontrado uma resposta: esses sedimentos podem passar por uma precipitação química, que permite que eles cresçam, apesar da erosão de ondas e tempestades. Um processo similar também pode estar ocorrendo no satélite de Saturno. “Nós levantamos a hipótese de que a sinterização, que envolve grãos vizinhos se fundindo em uma única peça, poderia contrabalançar a erosão [em Titã] quando os ventos transportam os grãos,” explica Lapôtre. 

Ao averiguarem dados da sonda Cassini, da NASA, os autores do estudo viram que os ventos são mais comuns perto do equador da lua, onde ocorre menos sinterização, formando, portanto, grãos de areia mais finos, componente crítico para formar dunas. Já em latitudes médias, o processo químico cria grãos mais grossos, eventualmente originando rochas que compõem planícies. Os grãos de areia também formam labirintos perto dos polos, onde há maior frequência de rios e tempestades, tornando os sedimentos mais propensos a serem transportados pelo líquido do que pelo vento. 

“Estamos mostrando que em Titã, assim como na Terra e como costumava ser em Marte, temos um ciclo sedimentar ativo que pode explicar a distribuição latitudinal das paisagens. É muito fascinante pensar em como existe esse mundo alternativo tão distante, onde as coisas são tão diferentes, mas tão semelhantes,” complementa Lapôtre. 

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Research Letters. 

Fonte: Revista Galileu

Explosão rápida de rádio estranha levanta novas questões

Astrônomos encontraram apenas o segundo exemplo de um Fast Radio Burst (FRB) altamente ativo com uma fonte compacta de emissão de rádio mais fraca, mas persistente entre surtos.

© NRAO (ilustração de um magnetar emitindo ondas de rádio)

A descoberta levanta novas questões sobre a natureza destes misteriosos objetos e também sobre a utilidade como ferramentas para o estudo da natureza do espaço intergaláctico. 

Os cientistas utilizaram o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e outros telescópios para estudar o objeto, descoberto pela primeira vez em 2019. O objeto, chamado FRB 190520, foi encontrado pelo FAST (Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope) na China.

Uma explosão no objeto ocorreu no dia 20 de maio de 2019 e foi encontrada em dados deste telescópio em novembro deste ano. Observações de acompanhamento com o FAST mostraram que, ao contrário de muitos outros FRBs, este emite frequentes e repetidas explosões de ondas de rádio. 

Observações com o VLA em 2020 assinalaram a localização do objeto que permitiu observações no visível com o telescópio Subaru no Havaí para mostrar que se encontra nos arredores de uma galáxia anã a quase 3 bilhões de anos-luz da Terra. As observações do VLA também descobriram que o objeto emite constantemente ondas de rádio mais fracas entre surtos.

Estas características fazem com que este se pareça muito com o primeiro FRB cuja posição foi determinada também pelo VLA em 2016. Este desenvolvimento foi um grande avanço, fornecendo as primeiras informações sobre o ambiente e distância de um FRB. No entanto, a sua combinação de explosões repetidas e emissão de rádio persistente entre explosões, vindas de uma região compacta, distinguiu o objeto de 2016, chamado FRB 121102, de todos os outros FRBs conhecidos até agora.

As diferenças entre FRB 190520 e FRB 121102 e todos os outros reforçam uma possibilidade sugerida anteriormente de que podem haver dois tipos diferentes de FRBs. Os astrônomos sugerem que podem haver dois mecanismos diferentes que produzem FRBs ou que os objetos que os produzem podem agir de forma diferente em fases diferentes da sua evolução. 

Os principais candidatos às fontes de FRBs são as superdensas estrelas de nêutrons que restam depois de uma estrela massiva explodir como uma supernova, ou estrelas de nêutrons com campos magnéticos ultra-fortes, chamadas magnetares. 

Uma característica do FRB 190520 põe em causa a utilidade dos FRBs como ferramentas para o estudo do material entre eles e a Terra. Os astrônomos analisam frequentemente os efeitos do material interveniente sobre as ondas de rádio emitidas por objetos distantes para aprenderem mais sobre este material tênue propriamente dito. Um destes efeitos ocorre quando as ondas de rádio passam pelo espaço que contém elétrons livres. Neste caso, as ondas de frequência mais alta viajam mais depressa do que as ondas de frequência mais baixa. Este efeito, denominado dispersão, pode ser medido para determinar a densidade de elétrons no espaço entre o objeto e a Terra, ou, caso a densidade de elétrons seja conhecida ou assumida, fornecer uma estimativa aproximada da distância ao objeto. O efeito é frequentemente utilizado para fazer estimativas da distância a pulsares. 

Isso não funcionou para FRB 190520. Uma medição independente da distância com base no desvio Doppler da luz da galáxia provocado pela expansão do Universo colocou a galáxia a quase 3 bilhões de anos-luz da Terra. No entanto, o sinal da explosão mostra uma quantidade de dispersão que normalmente indicaria uma distância de aproximadamente 8 a 9,5 bilhões de anos-luz; significando que há muito material perto do FRB que confundiria qualquer tentativa de o utilizar para medir o gás entre galáxias. 

Os astrônomos especularam que FRB 190520 pode ser um "recém-nascido", ainda rodeado por material denso ejetado pela explosão da supernova que deixou para trás a estrela de nêutrons. À medida que este material eventualmente se dissipa, a dispersão do sinal dos surtos também diminuiria. No cenário do "recém-nascido" as explosões repetidas também poderiam ser uma característica dos FRBs mais jovens e diminuir com a idade.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Revelada estrutura desconhecida em galáxia

Como resultado da obtenção de um elevado alcance dinâmico de imagem, astrônomos no Japão descobriram pela primeira vez uma fraca emissão de rádio cobrindo uma galáxia gigante com um buraco negro energético no seu centro.

© NRAO (ilustração de galáxia gigante com jato altamente energético)

A emissão de rádio é liberada a partir do gás, criada diretamente pelo buraco negro central. Os pesquisadores esperam compreender como um buraco negro interage com a sua galáxia hospedeira, aplicando a mesma técnica em outros quasares. O quasar em questão é o 3C 273, que está situado a uma distância de 2,4 bilhões de anos-luz da Terra. 

Um quasar é o núcleo de uma galáxia que se pensa abrigar um enorme buraco negro no seu centro, que engole o seu material circundante, emitindo uma enorme radiação. Ao contrário do que o seu nome pode indicar, o 3C 273 é o primeiro quasar jamais descoberto, o mais brilhante e o mais bem estudado. É uma das fontes mais frequentemente observadas com telescópios porque pode ser usada como padrão de posição no céu, ou seja, o 3C 273 é um farol de rádio. 

Quando vemos o farol de um carro, o brilho intenso faz com que seja difícil ver os arredores mais escuros. O mesmo acontece com os telescópios quando se observam objetos brilhantes. O alcance dinâmico é o contraste entre os tons mais brilhantes e mais escuros de uma imagem. É necessária uma variedade dinâmica elevada para revelar tanto as partes brilhantes como as escuras numa única exposição de um telescópio.

O ALMA (Atacama Large Millimeter Array) pode atingir regularmente gamas dinâmicas de imagem até cerca de 100, mas as câmaras digitais disponíveis comercialmente têm normalmente uma gama dinâmica de vários milhares. Os radiotelescópios não são muito bons para ver objetos com contraste significativo.

O 3C 273 é conhecido há décadas como o quasar mais famoso, mas o conhecimento tem estado concentrado nos seus núcleos centrais brilhantes, de onde provém a maioria das ondas de rádio. Contudo, sabe-se muito menos sobre a sua própria galáxia hospedeira, porque a combinação da galáxia fraca e difusa com o núcleo de 3C 273 exigia intervalos dinâmicos tão elevados para detectar. 

Os astrônomos usaram uma técnica chamada autocalibração para reduzir a fuga de ondas de rádio de 3C 273 para a galáxia, que utilizou o próprio 3C 273 para corrigir os efeitos das flutuações atmosféricas da Terra sobre o sistema telescópico. Atingiram um alcance dinâmico de 85.000, um recorde do ALMA para objetos extragalácticos. Como resultado de atingir um tão elevado alcance dinâmico de imagem, a equipe descobriu a fraca emissão de rádio que se estende por dezenas de milhares de anos-luz sobre a galáxia hospedeira de 3C 273.

A emissão de rádio em torno de quasares sugere tipicamente emissão de sincrotrão, que provém de eventos altamente energéticos como explosões de formação estelar ou jatos ultrarrápidos emanados do núcleo central. Existe também um jato síncroton em 3C 273, visto na parte inferior direita da imagem. Uma característica essencial da emissão síncroton é que o seu brilho muda com a frequência, mas a fraca emissão de rádio descoberta pela equipe tinha um brilho constante, independentemente da frequência de rádio. 

Depois de considerar mecanismos alternativos, foi descoberto que esta emissão de rádio fraca e prolongada provinha do hidrogênio gasoso na galáxia energizada diretamente pelo núcleo do 3C 273. Esta é a primeira vez que as ondas de rádio de tal mecanismo se estendem por dezenas de milhares de anos-luz na galáxia hospedeira de um quasar.

Os astrônomos tinham negligenciado este fenômeno durante décadas, neste icônico farol cósmico. Então porque é que esta descoberta é tão importante? Há muito que se tenta saber se a energia de um núcleo quasar é suficientemente forte para privar a capacidade da galáxia de formar estrelas. A tênue emissão de rádio pode ajudar a resolver este mistério na astronomia galáctica. O gás hidrogênio é um ingrediente essencial na formação estelar, mas se uma luz tão intensa brilhar sobre ele e o ionizar, então nenhuma estrela consegue nascer.

Para estudar se este processo está acontecendo em torno de quasares, os astrônomos utilizaram a luz óptica emitida pelo gás ionizado. O problema de trabalhar com a luz visível é que a poeira cósmica absorve a luz ao longo do caminho até ao telescópio, pelo que é difícil saber quanta luz o gás emite. Além disso, o mecanismo responsável por emitir luz visível é complexo, forçando os astrônomos a fazer muitas suposições. 

As ondas de rádio descobertas neste estudo provêm do mesmo gás devido a processos simples e não são absorvidas pela poeira. A utilização de ondas de rádio torna a medição do gás ionizado criado pelo núcleo do 3C 273 muito mais fácil. Neste estudo, os astrônomos descobriram que pelo menos 7% da luz do 3C 273 foi absorvida pelo gás da galáxia hospedeira, criando um gás ionizado equivalente a 10-100 bilhões de vezes a massa do Sol. Contudo, o 3C 273 tinha muito gás imediatamente antes da formação das estrelas, pelo que não parece que a formação estelar tenha sido fortemente reprimida pelo núcleo.

Um artigo foi publicado no The Astrophysical Jounal

Fonte: National Radio Astronomical Observatory

A diferença de cores entre Urano e Netuno

Os astrônomos pensam agora saber porque é que Urano e Netuno têm cores diferentes. Usando observações do telescópio espacial Hubble, bem como do telescópio Gemini North e do IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, os pesquisadores desenvolveram um modelo atmosférico único que corresponde às observações de ambos os planetas.

© NASA/ESA (Urano e Netuno)

O telescópio espacial Hubble mostra, na imagem à esquerda, em 25 de outubro de 2021, o brilhante "capô" polar no norte do planeta Urano. E na imagem à direita, obtida dia 7 de setembro de 2021, o telescópio espacial Hubble mostra Netuno com o hemisfério norte escurecido.

O modelo revela que o excesso de neblina em Urano acumula-se na atmosfera estagnada e faz com que pareça ter um tom mais leve do que Netuno. Os planetas Netuno e Urano têm muito em comum, possuem massas, tamanhos e composições atmosféricas semelhantes, mas as suas aparências são notavelmente diferentes.

Em comprimentos de onda visíveis, Netuno tem um tom azul rico e profundo, enquanto Urano tem um tom ciano nitidamente pálido. Os astrônomos têm agora uma explicação para o fato de os dois planetas terem cores diferentes. Novas observações sugerem que uma camada de neblina concentrada, presente em ambos os planetas, é mais espessa em Urano do que em Netuno e, portanto, "branqueia" a aparência de Urano mais do que a de Netuno. Se não houvesse névoa nas atmosferas de Netuno e Urano, ambos seriam quase igualmente azuis como resultado da luz azul espalhada nas suas atmosferas.

As cores vermelhas da luz do Sol, espalhadas pela neblina e pelas moléculas de ar, são mais absorvidas pelas moléculas de metano nas atmosferas dos planetas. Este processo, conhecido como dispersão de Rayleigh, é o que torna o céu azul aqui na Terra, embora na nossa atmosfera a luz solar seja na sua maioria dispersa por moléculas de nitrogênio em vez de moléculas de hidrogênio. A dispersão de Rayleigh ocorre predominantemente em comprimentos de onda mais curtos e azuis.

Esta conclusão provém de um modelo que uma equipe internacional liderada por Patrick Irwin, professor de física planetária na Universidade de Oxford, desenvolveu para descrever as camadas de aerossol nas atmosferas de Netuno e Urano.

Pesquisas anteriores das atmosferas superiores destes planetas focaram-se na aparência da atmosfera apenas em comprimentos de onda específicos. No entanto, este novo modelo consiste em múltiplas camadas atmosféricas e corresponde a observações de ambos os planetas através de uma vasta gama de comprimentos de onda. O novo modelo também inclui partículas de neblina dentro de camadas mais profundas que anteriormente se pensava conterem apenas nuvens geladas de metano e sulfureto de hidrogênio.

O modelo consiste em três camadas de aerossóis em diferentes alturas. A camada chave que afeta as cores é a camada intermediária, que é uma camada de partículas de névoa que é mais espessa em Urano do que em Netuno. A equipa suspeita que, em ambos os planetas, o metano gelado condensa-se nas partículas desta camada, puxando as partículas mais para dentro da atmosfera numa chuva de neve de metano. Dado que Netuno tem uma atmosfera mais ativa e turbulenta do que Urano, é possível que a atmosfera de Netuno é mais eficiente em agitar as partículas de metano para a camada de neblina e a produzir esta neve. Isto remove mais da névoa e mantém a camada de névoa de Netuno mais fina do que em Urano, com o resultado de que a cor azul de Netuno parece mais forte.

O telescópio espacial Hubble fornece excelentes vistas das distintas tempestades atmosféricas partilhadas pelos dois planetas conhecidas como "manchas escuras", que são conhecidas há muitos anos. Não se sabia exatamente que camadas atmosféricas eram perturbadas pelas manchas escuras para as tornar visíveis ao Hubble. O modelo produzido pela equipe explica o que dá uma aparência escura às manchas e porque são mais facilmente detectáveis em Urano em comparação com Netuno. Os pesquisadores pensavam que um escurecimento dos aerossóis na camada mais profunda do seu modelo produziria manchas escuras semelhantes às vistas em Netuno e talvez em Urano.

Um artigo foi publicado na revista Journal of Geophysical Research: Planets.

Fonte: ESA

Descoberta estrela de nêutrons incomum em cemitério estelar

Uma equipe internacional descobriu um sinal de rádio incomum emitido por uma estrela de nêutrons que gira extremamente devagar, completando uma rotação a cada 76 segundos.

© Daniëlle Futselaar (ilustração de pulsar de rotação lenta)

A estrela é única porque reside no "cemitério de estrelas de nêutrons", onde não se esperam pulsações. A descoberta foi feita pela equipe MeerTRAP utilizando o radiotelescópio MeerKAT na África do Sul. 

A estrela foi inicialmente detectada a partir de um único pulso. Foi então possível confirmar vários pulsos usando imagens consecutivas do céu com oito segundos de exposição, confirmando a sua posição. 

As estrelas de nêutrons são remanescentes extremamente densos de explosões de supernova de estrelas massivas. São conhecidas cerca de 3.000 destas na Via Láctea. No entanto, a nova descoberta é diferente de tudo o que se viu até agora. A equipe pensa que poderia pertencer à classe teorizada de magnetares de período ultralongo, ou seja, estrelas com campos magnéticos extremamente fortes. 

A Dra. Manisha Caleb, líder da pesquisa, anteriormente da Universidade de Manchester e agora da Universidade de Sydney, disse: "Surpreendentemente só detectamos emissões de rádio a partir desta fonte durante 0,5% do seu período de rotação". 

É, portanto, provável que existam muitas mais destas estrelas de nêutrons que giram muito lentamente na Galáxia, o que tem implicações importantes para a compreensão de como as estrelas de nêutrons nascem e evoluem. A maioria dos levantamentos pulsar não procura períodos tão longos, pelo que não temos ideia de quantas destas estrelas possam existir.

A estrela de nêutrons recentemente descoberta chama-se PSR J0901-4046 e parece ter pelo menos sete tipos de pulsos diferentes, alguns dos quais ocorrem a intervalos regulares. Mostra características de pulsares, magnetares de período ultralongo e até FRBs (Fast Radio Bursts"), que são flashes de emissão de rádio em locais aleatórios no céu. 

"Este é o início de uma nova classe de estrelas de nêutrons. Como ou se se relaciona com outras classes ainda está para ser explorado. É provável que haja muitas mais por aí. Só precisamos de olhar!" disse a Dra. Caleb. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Um tesouro escondido de buracos negros enormes

Cientistas da Universidade da Carolina do Norte encontraram um tesouro anteriormente ignorado de enormes buracos negros em galáxias anãs que fornecem um vislumbre da história de vida do buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea.

© NASA (ilustração de jato emitido num buraco negro)

Como uma galáxia espiral gigante, pensa-se que a Via Láctea tenha sido construída a partir da fusão de muitas galáxias anãs menores. Cada galáxia anã que é atraída pode trazer consigo um buraco negro central massivo, com dezenas ou centenas de milhares de vezes a massa do nosso Sol, potencialmente destinado a ser engolido pelo buraco negro central supermassivo da Via Láctea. 

Mas quantas vezes as galáxias anãs contêm um buraco negro massivo é desconhecido, deixando uma falha fundamental na compreensão de como os buracos negros e as galáxias evoluem em conjunto. 

A pesquisa usou dados para galáxias em dois levantamentos internacionais, o RESOLVE (REsolved Spectroscopy Of a Local VolumE) e o ECO (Environmental COntext Catalog), para avaliar a presença destes buracos negros crescentes. Estes levantamentos incluem dados ultravioleta e de rádio, ideias para estudar a formação das estrelas; a maioria dos levantamentos astronômicos selecionam amostras que favorecem galáxias grandes e brilhantes, mas estes levantamentos são inventários completos de grandes volumes do Universo atual em que as galáxias anãs são abundantes.

Os pesquisadores perceberam que os dados espectroscópicos utilizados para avaliar a presença de um buraco negro crescente seriam muitas vezes ambíguos da mesma forma específica para as galáxias anãs. Estas galáxias eram tipicamente expulsas dos levantamentos e a ambiguidade era ignorada. 

Suspeitava-se que tendo em conta duas propriedades típicas das galáxias anãs, a sua composição elementar mais primordial (principalmente hidrogênio e hélio) e o seu elevado ritmo de formação estelar, poderia resolver a ambiguidade em favor da presença de um buraco negro crescente.

O professor de astrofísica na Universidade de Elon, Chris Richardson, forneceu simulações teóricas que confirmaram esta suspeita: a ambiguidade observada é exatamente o que as simulações preveem para uma composição primordial, uma galáxia anã altamente formadora de estrelas contendo um buraco negro massivo em crescimento. 

A etapa final da pesquisa envolveu a procura de galáxias nos levantamentos que corresponderam exatamente aos critérios, resultando na descoberta de que os buracos negros massivos e crescentes são mais comuns nas galáxias anãs do que se pensava anteriormente. 

A incapacidade de ver um buraco negro contribui para a complexidade do seu estudo. Ao invés, os cientistas devem observar os buracos negros com base nas atividades que ocorrem à sua volta através da atração gravitacional. No entanto, este tipo de atividade do buraco negro pode ser difícil de desenredar de uma atividade semelhante de estrelas jovens e brilhantes.

Após analisar exaustivamente explicações alternativas, os pesquisadores concluíram que a população recentemente identificada de buracos negros massivos e em crescimento é real.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of North Carolina

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