Encontradas evidências do mais poderoso pulsar em galáxia distante

Astrônomos que analisavam dados do VLASS (VLA Sky Survey) descobriram uma das estrelas de nêutrons mais jovens conhecidas, o remanescente superdenso de uma estrela massiva que explodiu como uma supernova.

© NRAO / M. Weiss (ilustração de nebulosa de vento pulsar)

As imagens do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) indicam que a emissão brilhante de rádio alimentada pelo campo magnético do pulsar giratório só recentemente surgiu por detrás de uma densa concha de detritos da explosão de supernova. 

O objeto, chamado VT 1137-0337, encontra-se numa galáxia anã a 395 milhões de anos-luz da Terra. Apareceu pela primeira vez numa imagem VLASS feita em janeiro de 2018. Não apareceu numa imagem da mesma região feita pelo levantamento FIRST do VLA em 1998. Continuou aparecendo em observações VLASS posteriores em 2018, 2019, 2020 e 2022.

Este objeto provavelmente é uma nebulosa de vento pulsar, que é criada quando o poderoso campo magnético de uma estrela de nêutrons em rápida rotação acelera as partículas carregadas ao redor até quase à velocidade da luz.

Os cientistas descobriram o objeto em dados do VLASS, um projeto do NRAO que começou em 2017 para pesquisar todo o céu visível a partir do VLA, cerca de 80% do céu. Ao longo de um período de sete anos, o VLASS está realizando uma varredura completa do céu três vezes, sendo um dos objetivos o de encontrar objetos transitórios.

Os astrônomos encontraram VT 1137-0337 na primeira varredura VLASS de 2018. Comparando esta análise VLASS com dados de um levantamento anterior do VLA, chamado FIRST, revelou 20 objetos transientes particularmente luminosos que poderiam estar associados a galáxias conhecidas.

A galáxia, chamada SDSS J113706.18-033737.1, é uma galáxia anã contendo cerca de 100 milhões de vezes a massa do Sol. Ao estudar as características de VT 1137-0337, os astrônomos consideraram várias explicações possíveis, incluindo uma supernova, um GRB (Gamma Ray Burst) ou um evento de ruptura de maré em que uma estrela é triturada por um buraco negro supermassivo.

Os pesquisadores concluíram que a melhor explicação é uma nebulosa de vento pulsar. Neste cenário, uma estrela muito mais massiva do que o Sol explodiu como supernova, deixando para trás uma estrela de nêutrons. A maior parte da massa da estrela original foi expelida para fora como uma concha de destroços. A estrela de nêutrons gira rapidamente e à medida que o seu poderoso campo magnético varre o espaço circundante, acelera as partículas carregadas, provocando uma forte emissão de rádio. Inicialmente, a emissão de rádio foi bloqueada pela concha de detritos da explosão. À medida que este invólucro se expandia, tornou-se progressivamente menos denso até que eventualmente as ondas de rádio da nebulosa de vento pulsar puderam passar através dele.

O exemplo mais famoso de uma nebulosa de vento pulsar é a Nebulosa do Caranguejo (M1) na direção da constelação de Touro, o resultado de uma supernova que brilhou intensamente no ano 1054. A M1 é facilmente visível hoje em dia através de telescópios pequenos. O objeto que foi encontrado parece ser aproximadamente 10.000 vezes mais energético do que a Nebulosa do Caranguejo, com um campo magnético mais forte. 

É possível que o campo magnético do VT 1137-0337 seja suficientemente forte para que a estrela de nêutrons se qualifique como um magnetar. Os magnetares são um dos principais candidatos à origem dos misteriosos FRBs (Fast Radio Bursts), agora sob intenso estudo.

Verificou-se que alguns FRBs foram associados a fontes de rádio persistentes, cuja natureza também é um mistério. Têm fortes semelhanças, nas suas propriedades, com VT 1137-0337, mas não mostraram evidências de uma forte variabilidade. 

Os astrônomos planejam fazer observações adicionais para aprender mais sobre o objeto e para monitorar o seu comportamento ao longo do tempo. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma estranha anã branca com um passado caótico

O que é mais estranho do que pedras caindo sobre uma estrela anã branca quente? Adicionando pedaços de gelo à mistura.

© STScI/Joseph Olmsted (anã branca acumulando detritos de objetos)

A G238-44, uma pequena anã branca situada a 86 anos-luz de distância, está acumulando dois tipos muito diferentes de objetos simultaneamente.

As anãs brancas são os restos compactos de estrelas de baixa massa que primeiro se transformam em gigantes vermelhas, um destino que aguarda nosso próprio Sol daqui a cerca de 5 bilhões de anos. A fase gigante vermelha causa estragos em sistemas planetários ordenados. Os planetas próximos podem ser devorados, enquanto as órbitas de mundos mais distantes ficam caóticas. Depois que a estrela gigante explode suas camadas externas em uma nebulosa planetária, uma anã branca do tamanho da Terra (mas ainda com massa solar) permanece.

Observações de muitas anãs brancas mostram sinais de “poluição” atmosférica: quantidades inesperadas de elementos mais pesados ​​que o hélio. Sua existência indica que quando colisões interrompem as órbitas de corpos semelhantes a asteroides no sistema de anãs brancas, seus detritos rochosos chovem sobre a estrela. 

Então, o que há de tão estranho na G238-44? 

É a composição química da poluição em sua superfície, medida pelo Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) da NASA, o Keck Telescope no Havaí e o telescópio espacial Hubble. 

As abundâncias relativas de 10 elementos pesados ​​(carbono, nitrogênio, oxigênio, magnésio, alumínio, silício, fósforo, enxofre, cálcio e ferro) não correspondem à composição de nenhum objeto conhecido do Sistema Solar. O material que cai sobre a anã branca é melhor descrito como quase duas partes de detritos semelhantes a Mercúrio, ou seja, material rochoso típico, e uma parte de material semelhante aos objetos gelados do Cinturão de Kuiper nos arredores do Sistema Solar. 

As descobertas sugerem que o sistema planetário da estrela experimentou uma enorme quantidade de caos orbital, o que teria lançado corpos gelados remotos para dentro. Esta é a única maneira de estudar a composição interior de pequenos corpos em outros sistemas solares. No entanto, as observações possam ser explicadas por um objeto desintegrado, contendo metal, rocha e gelo, como o planeta anão Ceres.

O objeto poderia ter sido uma super-Terra rica em água ou um mini-Netuno gasoso? Estes dois tipos de planetas estão ausentes em nosso próprio Sistema Solar, mas abundantes em outras partes do Universo.

Os astrônomos afirmam que não há como acabar com as quantidades relativas observadas de ferro, oxigênio, carbono e nitrogênio em um único corpo. Além disso, a quantidade de poluição é muito pequena para vir da ruptura de um planeta. A massa total de elementos pesados ​​medidos é muito menor que a massa da Terra, e a falta de um excesso de radiação infravermelha ao redor da anã branca indica que não há uma grande quantidade de material circunstelar. 

Com apenas uma anã branca mostrando “abundâncias estranhas”, é difícil tirar conclusões definitivas. Observações futuras podem render casos adicionais.

Fonte: Sky & Telescope

A fase crítica da evolução das primeiras galáxias

Cientistas usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para observar uma quantidade significativa de gás frio e neutro nas regiões exteriores da jovem galáxia A1689-zD1, bem como fluxos de gás quente provenientes do centro da galáxia.

© B. Saxton (ilustração de jovem galáxia)

Estes resultados podem fornecer informações sobre uma fase crítica da evolução das primeiras galáxias, onde as jovens galáxias começam a transformação para serem cada vez mais parecidas com as atuais galáxias mais estruturadas.

A A1689-zD1, uma galáxia jovem, ativa e formadora de estrelas ligeiramente menos luminosa e menos massiva do que a Via Láctea, está localizada a cerca de 13 bilhões de anos-luz da Terra na direção da constelação de Virgem. Foi descoberta escondida por trás do aglomerado de galáxias Abell 1689 em 2007 e confirmada em 2015 graças a lentes gravitacionais, que ampliou o brilho da jovem galáxia mais de 9 vezes.

Desde então, os cientistas têm estudado a galáxia como uma possível análoga para a evolução de outras galáxias "normais". Os comportamentos e características da A1689-zD1 foi divididos em dois grupos: típicos e incomuns, com as características imitando as galáxias mais recentes e mais massivas.

Um processo anormal é a produção e distribuição, na galáxia, do combustível para a formação estelar, potencialmente em grandes quantidades. A equipe usou o receptor de Banda 6 do ALMA, altamente sensível, para observar um halo de gás carbono que se estende muito para além do centro da jovem galáxia. Isto poderia ser evidência de formação estelar contínua na mesma região ou o resultado de rupturas estruturais, tais como fusões ou fluxos, nas fases mais precoces da formação da galáxia.

O gás carbônico que foi observado nesta galáxia é tipicamente encontrado nas mesmas regiões que o gás hidrogênio neutro, que é também onde novas estrelas tendem a formar-se. Se for este o caso para A1689-zD1, a galáxia é provavelmente muito maior do que se pensava anteriormente. É também possível que este halo seja um remanescente da atividade galáctica anterior, como fusões que exerceram forças gravitacionais complexas na galáxia, levando à ejeção de muito gás neutro a estas grandes distâncias. Em ambos os casos, a evolução precoce desta galáxia foi provavelmente ativa e dinâmica.

Os astrônomos também observaram fluxos de gás quente e ionizado, geralmente provocados por atividade galáctica violenta como supernovas, empurrando para fora do centro da galáxia. Dada a sua natureza potencialmente explosiva, os fluxos podem ter algo a ver com o halo de carbono.

A galáxia A1689-zD1 apresenta um alto desvio para o vermelho, sendo a mais distante galáxia poeirenta conhecida. Em última análise, vemos aqui que as primeiras galáxias do Universo são muito complexas e esta galáxia continuará apresentando novos desafios e resultados de investigação durante algum tempo.

Estão planejadas para janeiro de 2023 observações espectroscópicas e infravermelhas da galáxia A1689-zD1, usando os instrumentos NIRSpec IFU (Integral Field Unit) e NIRCam no telescópio espacial James Webb. As novas observações vão complementar os dados anteriores do Hubble e do ALMA, fornecendo um olhar multi-comprimento de onda mais profundo e mais completo da jovem galáxia.

As observações serão publicadas numa próxima edição do periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Reveladas excentricidades inesperadas em disco de detritos próximo

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos fotografaram pela primeira vez o disco de detritos da estrela vizinha HD 53143 em comprimentos de onda milimétricos, e não se parece nada com o que esperavam.

© M. Weiss (ilustração de estrela com disco de detritos excêntrico)

Com base em dados iniciais coronográficos, os cientistas esperavam que o ALMA confirmasse o disco de detritos como um anel visto de face, salpicado por amontoados de poeira. Em vez disso, as observações tomaram um rumo surpreendente, revelando o disco de detritos mais complicado e excêntrico observado.

A estrela HD 53143, semelhante ao Sol com cerca de um bilhão de anos, localizada a 59,8 anos-luz da Terra na direção da constelação de Carina, foi observada pela primeira vez em 2006 com o instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do telescópio espacial Hubble.

À sua volta também existe um disco de detritos, um cinturão de cometas que orbita uma estrela colidindo constantemente, que parece um anel visto de face semelhante ao disco de detritos que rodeia o nosso Sol, mais vulgarmente conhecido como Cinturão de Kuiper.

As novas observações do ALMA da HD 53143, utilizando os seus receptores altamente sensíveis de Banda 6, revelaram que o disco de detritos do sistema estelar é altamente excêntrico. Em discos de detritos com a forma de anel, a estrela está tipicamente localizada no centro do disco ou perto dele. Mas em discos excêntricos, de forma elíptica, a estrela reside num dos focos da elipse, distante do centro do disco. É o caso de HD 53143, que não tinha sido observada em estudos coronográficos anteriores, porque os coronógrafos bloqueiam propositadamente a luz de uma estrela para ver mais claramente os objetos próximos. O sistema estelar também pode estar abrigando um segundo disco e pelo menos um planeta. A fim de produzir esta estrutura, deve haver um planeta ou planetas no sistema que estejam perturbando gravitacionalmente o material no disco. 

Os discos de detritos não são apenas coleções de poeira e rochas no espaço. São um registo histórico da formação planetária e de como os sistemas planetários evoluem. Isto possibilita estudar indiretamente a formação da Terra e do Sistema Solar.

As observações serão publicadas numa próxima edição do periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A teia cósmica da Tarântula

Os astrônomos revelaram detalhes intrincados da região de formação estelar 30 Doradus, também conhecida como Nebulosa da Tarântula.

© ALMA / VLT / VISTA (Nebulosa da Tarântula)

Numa imagem de alta resolução divulgada ontem pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) e incluindo dados do ALMA, vemos a nebulosa sob uma nova luz, com nuvens de gás finas que fornecem informações sobre como as estrelas massivas moldam esta região. Na imagem, nota-se os novos dados do ALMA sobrepostos a uma imagem infravermelha da mesma região que mostra estrelas brilhantes e nuvens rosadas de gás quente, obtida anteriormente com o Very Large Telescope (VLT) e o Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), ambos do ESO. A imagem composta mostra uma forma distinta de teia nas nuvens de gás da Nebulosa da Tarântula, o que deu precisamente origem ao seu nome. Os novos dados do ALMA compreendem as faixas vermelho-amarelas brilhantes na imagem: gás muito frio e denso que pode um dia entrar em colapso e formar estrelas.

Estes fragmentos podem ser os restos de nuvens, anteriormente maiores e que foram despedaçadas pelas enormes energias emitidas por estrelas jovens massivas, num processo denominado feedback. 

Os astrônomos pensavam inicialmente que o gás existente nestas regiões estivesse demasiado disperso e sobrecarregado por este feedback turbulento para que a gravidade o reunisse para formar novas estrelas. No entanto, os novos dados revelaram também filamentos muito densos onde o papel da gravidade é significativo, permitindo a continuação da formação estelar. 

Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea, a Nebulosa da Tarântula é uma das regiões de formação estelar mais brilhantes e ativas da nossa vizinhança galáctica, a cerca de 170.000 anos-luz de distância da Terra. 

No seu núcleo encontram-se algumas das estrelas mais massivas conhecidas, algumas com mais de 150 vezes a massa do nosso Sol, o que faz desta região o local ideal para se estudar como é que as nuvens de gás colapsam sob a ação da gravidade para formar novas estrelas. 

É possível estudar em 30 Doradus como é que as estrelas se formavam há 10 bilhões de anos, na época em que nasceram a maioria das estrelas do Universo. Apesar da maior parte dos estudos anteriores relativos à Nebulosa da Tarântula tenham se concentrado essencialmente em regiões do seu centro, os astrônomos sabem há muito tempo que a formação de estrelas massivas também está acontecendo em outros lugares.

Para entender melhor este processo, a equipe realizou observações de alta resolução cobrindo uma grande região da nebulosa. Com o auxílio do ALMA, os pesquisadores fizeram medições da emissão de monóxido de carbono gasoso, conseguindo assim mapear as enormes nuvens de gás frio da nebulosa que colapsam para dar origem a novas estrelas, e observar como é que se vão modificando à medida que enormes quantidades de energia vão sendo liberadas por estas novas estrelas.

A nova pesquisa fornece pistas importantes sobre como é que a gravidade se comporta nas regiões de formação estelar da Nebulosa da Tarântula, no entanto o trabalho está longe de terminar.

Esta pesquisa está sendo apresentada no 240º Encontro da American Astronomical Society (AAS) na conferência intitulada "Stars, Their Environments & Their Planets”. Ela também foi divulgada no artigo “The 30 Doradus Molecular Cloud at 0.4 Parsec Resolution with ALMA: Physical Properties and the Boundedness of CO Emitting Structures” publicado na revista The Astrophysical Journal. 

Fonte: ESO

Descoberto um número inédito de anãs marrons

As anãs marrons são essenciais para a nossa compreensão tanto das populações estelares como das populações planetárias.

© The Open University (ilustração de uma anã marrom)

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores da The Open University e da Universidade de Berna observou diretamente quatro novas anãs marrons graças a um novo e inovador método de busca. 

As anãs marrons são objetos situados, em termos de massa, entre as estrelas mais leves e os planetas mais massivos, com uma mistura de características estelares e planetárias. Devido a esta natureza híbrida, estes objetos enigmáticos são cruciais para melhorar a nossa compreensão tanto das estrelas como dos planetas gigantes.

As anãs marrons que orbitam uma estrela progenitora suficientemente longe são particularmente valiosas, pois podem ser fotografadas diretamente, ao contrário das que estão demasiado próximas da sua estrela e que, por isso, se escondem no seu brilho. Isto proporciona aos cientistas uma oportunidade única de estudar os detalhes das atmosferas frias e semelhantes a planetas das anãs marrons. 

No entanto, apesar dos esforços notáveis no desenvolvimento de novas tecnologias de observação e técnicas de processamento de imagem, as detecções diretas destas anãs marrons, companheiras de estrelas, têm permanecido bastante esparsas, com apenas cerca de 40 sistemas observados em quase três décadas de pesquisa. 

Esta é a primeira vez que múltiplos novos sistemas com anãs marrons como companheiras, em separações amplas, são anunciados ao mesmo tempo. As anãs marrons companheiras, com órbitas largas, são já de si raras, e a sua detecção coloca diretamente enormes desafios técnicos, uma vez que as estrelas anfitriãs cegam completamente os telescópios. A maioria dos levantamentos realizados até agora têm visado indeliberadamente estrelas aleatórias em jovens aglomerados. 

Uma abordagem alternativa para aumentar o número de detecções é apenas observar estrelas que mostram indícios de um objeto adicional no sistema. Por exemplo, a forma como uma estrela se move sob a atração gravitacional de uma companheira pode ser um indicador da existência desta companheira, quer seja uma estrela, um planeta ou uma anã marrom.

Aplicando a ferramenta COPAINS, que prevê os tipos de companheiras que podem ser responsáveis pelas anomalias observadas em movimentos estelares, a equipe selecionou cuidadosamente 25 estrelas próximas que pareciam promissoras para a detecção direta de companheiras escondidas, de baixa massa, com base em dados do observatório espacial Gaia da ESA. 

Usando o instrumento SPHERE no VLT (Very Large Telescope) no Chile para observar estas estrelas, foram detectadas dez novas companheiras com órbitas que vão desde a de Júpiter até para lá da de Plutão, incluindo cinco estrelas de baixa massa, uma anã branca e as quatro novas anãs marrons. 

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

Fonte: The Open University

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