Qual é a massa deste aglomerado de galáxias?

Já passou quase um século desde que o astrônomo Fritz Zwicky calculou pela primeira vez a massa do Aglomerado de Cabeleira de Berenice, uma densa coleção de quase 1.000 galáxias localizadas no Universo próximo.

© Hubble (NGC 4911)

Mas estimar a massa de algo tão grande e denso, que está a 320 milhões de anos-luz de distância, não é fácil. As medições iniciais de Zwicky, e as muitas feitas desde então, têm fontes de erros que enviesam a massa para cima ou para baixo. 

Agora, utilizando ferramentas de aprendizagem de máquina, uma equipe liderada por físicos da Universidade Carnegie Mellon desenvolveu um método de aprendizagem profunda que estima com precisão a massa do Aglomerado de Cabeleira de Berenice e atenua eficazmente as fontes de erro. 

Os métodos de aprendizagem de máquina são utilizados com sucesso numa variedade de campos para encontrar padrões em dados complexos, mas só na última década é que ganharam uma posição de destaque na investigação cosmológica. Para alguns pesquisadores na área, estes métodos vêm com uma grande preocupação: uma vez que é difícil compreender o funcionamento interno de um modelo complexo de aprendizagem de máquina, será que podemos confiar neles para fazer aquilo para que foram concebidos?

Para calcular a massa do Aglomerado de Cabeleira de Berenice, Zwicky e outros utilizaram uma medição dinâmica da massa, na qual estudaram o movimento ou velocidade de objetos em órbita dentro e ao redor do aglomerado de galáxias e depois utilizaram a sua compreensão da gravidade para inferir a massa do aglomerado. Mas esta medição é susceptível a uma variedade de erros. 

Os aglomerados de galáxias existem como nós numa enorme teia de matéria distribuída pelo Universo, e estão constantemente colidindo e se fundindo uns com os outros, o que distorce o perfil de velocidade das galáxias constituintes. E considerando que o aglomerado é observado a uma grande distância, há elementos que pode distorcer a medição da massa.

Pesquisas recentes fizeram progressos no sentido de quantificar e contabilizar o efeito destes erros, mas os métodos baseados na aprendizagem de máquina fornecem uma abordagem inovadora baseada em dados. Uma das maiores falhas com as abordagens de aprendizagem de máquina padrão é que normalmente produzem resultados sem quaisquer incertezas. Este método inclui estatísticas Bayesianas robustas, que permitem quantificar a incerteza nos resultados. Foi desenvolvido um método inovador através da personalização de uma conhecida ferramenta de aprendizagem de máquina chamada rede neuronal convolucional, que é um tipo de algoritmo de aprendizagem profunda utilizado no reconhecimento de imagens. 

Os pesquisadores treinaram o seu modelo, alimentando-o com dados provenientes de simulações cosmológicas do Universo. O modelo aprendeu através da observação das características observáveis de milhares de aglomerados de galáxias, cuja massa já é conhecida. Após uma análise aprofundada da manipulação dos dados de simulação pelo modelo, foi aplicado a um sistema real, o Aglomerado de Cabeleira de Berenice, cuja verdadeira massa não é conhecida. 

O método calculou uma estimativa de massa que é consistente com a maioria das estimativas de massa feitas desde os anos 80. Isto marca a primeira vez que esta metodologia específica de aprendizagem de máquina foi aplicada a um sistema observacional.

Modelos como estes vão ser críticos daqui para a frente, especialmente quando levantamentos espectroscópicos em grande escala, como o DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), o Observatório Vera C. Rubin e Euclides, começarem a divulgar a vasta quantidade de dados que estão recolhendo do céu. Em breve haverá um fluxo de dados à escala dos pentabytes. 

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Carnegie Mellon University

Fábricas de neutrinos no espaço profundo

Altamente energéticos e difíceis de detectar, os neutrinos viajam bilhões de anos-luz antes de chegarem ao nosso planeta.

© Benjamin Amend (ilustração de um blazar)

Embora se saiba que estas partículas elementares provêm das profundezas do nosso Universo, a sua origem precisa é ainda desconhecida. Uma equipe internacional, liderada pela Universidade de Würzburg e pela Universidade de Genebra, está elucidando um aspeto deste mistério: pensa-se que os neutrinos nascem em blazares, núcleos galácticos alimentados por buracos negros supermassivos.

A atmosfera da Terra é continuamente bombardeada por raios cósmicos. Estes consistem em partículas eletricamente carregadas de energias até 10^20 eV (elétron-volt). Isto é um milhão de vezes mais do que a energia obtida no acelerador de partículas mais poderoso do mundo, o LHC (Large Hadron Collider) perto de Genebra.

De onde são originárias estas partículas extremamente energéticas, o que as dispara para o Universo com uma força tão tremenda? Estas questões há mais de um século que são dos maiores desafios da astrofísica. Os locais de nascimento dos raios cósmicos produzem neutrinos. Os neutrinos são partículas que quase não têm massa e dificilmente interagem com a matéria. Percorrem o Universo e podem viajar através de galáxias, planetas e do corpo humano quase sem deixar rasto. 

Os neutrinos astrofísicos são produzidos exclusivamente em processos que envolvem a aceleração dos raios cósmicos. É precisamente isto que faz destes neutrinos mensageiros únicos, abrindo o caminho para identificar fontes de raios cósmicos. Apesar da vasta quantidade de dados recolhidos, a associação de neutrinos altamente energéticos com as fontes astrofísicas de onde são originários tem sido um problema por resolver durante anos.

Foi em 2017 que pesquisadores trouxeram pela primeira vez um blazar (TXS 0506+056) para a discussão como uma suposta fonte de neutrinos na revista Science. Os blazares são núcleos galácticos ativos alimentados por buracos negros supermassivos que emitem muito mais radiação do que toda a sua galáxia. A publicação desencadeou um debate científico sobre se existe realmente uma ligação entre os blazares e os neutrinos altamente energéticos. 

Após este primeiro passo encorajador, em junho de 2021 o grupo de pesquisa iniciou um ambicioso projeto. Isto envolve a análise de vários sinais do Universo. O principal objetivo é esclarecer a origem dos neutrinos astrofísicos, possivelmente estabelecendo os blazares como a primeira fonte de neutrinos extragaláticos altamente energéticos com grande certeza. O projeto está mostrando agora o seu primeiro sucesso, relatando que os blazares podem ser associados com confiança aos neutrinos astrofísicos com um grau de certeza sem precedentes. 

O processo de acreção e a rotação do buraco negro levam à formação de jatos relativísticos, onde as partículas são aceleradas e emitem radiação até energias de trilhões de vezes a da luz visível! 

A descoberta da ligação entre estes objetos e os raios cósmicos pode ser a 'pedra de Roseta' da astrofísica de alta energia"! 

Para chegar a estes resultados, foram utilizados dados de neutrinos do Observatório de Neutrinos IceCube na Antártida, o detector de neutrinos mais sensível atualmente em funcionamento, e do BZCat, um dos catálogos mais precisos de blazares.

Foi elaborado um software capaz de estimar o quanto as distribuições destes objetos no céu se assemelham. Depois de lançar os dados várias vezes, descobriu-se que a associação aleatória só pode exceder a dos dados reais uma vez num milhão de tentativas! Isto é uma forte evidência de que as associações estão corretas. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Université de Genève

Descoberto um buraco negro adormecido fora da Via Láctea

Uma equipe de especialistas internacionais, conhecida por desmascarar várias descobertas de buracos negros, encontrou um buraco negro de massa estelar na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha à nossa.

© ESO (ilustração do sistema binário VFTS 243)

A estrela que deu origem a este buraco negro desapareceu sem qualquer sinal de uma explosão poderosa. A descoberta foi feita graças a seis anos de observações obtidas com o instrumento FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph), montado no Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO).

Apesar de terem sido propostos outros candidatos a buracos negros similares, a equipe afirma que este é o primeiro buraco negro de massa estelar "adormecido" a ser detectado inequivocamente fora de nossa galáxia. Buracos negros de massa estelar são formados quando estrelas massivas chegam ao fim de suas vidas e colapsam sob sua própria gravidade. Em um binário, um sistema de duas estrelas girando em torno uma da outra, este processo deixa para trás um buraco negro em órbita com uma estrela companheira luminosa.

O buraco negro agora descoberto tem, pelo menos, nove vezes a massa do nosso Sol e orbita uma estrela azul quente com 25 vezes a massa solar. Os buracos negros adormecidos são particularmente difíceis de detectar uma vez que não interagem muito com o meio que os rodeia e não emitem altos níveis de raios X.

Para encontrar o sistema VFTS 243, foram observados quase 1.000 estrelas massivas na região da Nebulosa da Tarântula, localizada na Grande Nuvem de Magalhães, sendo procuradas aquelas que podiam ter buracos negros como companheiros. Identificar estes companheiros como sendo buracos negros é extremamente difícil, já que existem muitas outras alternativas.

A descoberta também deu à equipe uma visão única dos processos que acompanham a formação dos buracos negros. Os astrônomos acreditam que um buraco negro de massa estelar se forma quando o núcleo de uma estrela massiva moribunda colapsa, mas não sabem bem se este evento é ou não acompanhado por uma violenta explosão de supernova.

Esta descoberta foi publicada na revista Nature Astronomy. 

Fonte: ESO

Descobertos dois sistemas binários raros

Uma equipe internacional de astrônomos identificou apenas o segundo e terceiro exemplos de um tipo raro de sistema estelar composto por duas estrelas centrais que se orbitam uma à outra, englobadas por um disco de gás e poeira.

© S. Rowther (ilustração de um disco protoplanetário)

Se houvesse um planeta num destes sistemas, seria como o planeta Tatooine de "Guerra das Estrelas". Veríamos dois sóis no céu se orbitando um ao outro. Além disso, há um disco em volta das estrelas. Imagine os anéis de Saturno, mas muito maiores com as estrelas no meio. Tais discos são referidos como discos protoplanetários porque eventualmente formam famílias de planetas como o nosso Sistema Solar. Os sistemas recentemente descobertos são raros porque os seus discos estão situados num ângulo em relação às órbitas das suas estrelas centrais. 

Os novos objetos descobertos, Bernhard-1 e Bernhard–2, estão tão distantes que não conseguimos ver as suas duas estrelas centrais individualmente (tais pares estelares são conhecidos como estrelas binárias). Ao invés, só vemos um único ponto de luz e medimos a luminosidade total do binário. 

Os pesquisadores identificaram os novos objetos analisando as complexas e distintas variações de luminosidade causadas pela sua geometria incomum. Um gráfico destas variações ao longo do tempo é referido como uma curva de luz e as curvas de luz dos novos sistemas correspondem às do primeiro sistema deste tipo jamais descoberto, um objeto referido como Kearns Herbst 15D (KH 15D). 

As curvas de luz de Bernhard-1 e Bernhard-2 mergulham para uma fração do seu brilho máximo, a primeira durante 112 dias a cada 192 dias; a segunda durante 20 dias a cada 62 dias. Estas quedas de brilho são o sinal de que uma das estrelas em cada binário está se movendo atrás do disco, tal como visto da Terra. Quando a estrela ressurge, a luminosidade do sistema volta ao normal. Além disso, quando os astrônomos compararam observações recentes com dados de arquivo remontando a décadas atrás, descobriram que ambos os objetos variaram em brilho durante períodos muito mais longos. 

A análise anterior de KH 15D concluiu que este padrão a longo prazo revelava que o disco e as estrelas estavam inclinados um com o outro. Porque as estrelas binárias e os seus discos protoplanetários condensam a partir da mesma nuvem de material vasta e giratória, o disco encontra-se tipicamente no mesmo plano que as órbitas das estrelas, tal como as órbitas da maioria dos planetas e luas do nosso Sistema Solar se encontram no mesmo plano. Imagine dois patinadores artísticos, de mãos dadas, rodando um em torno do outro enquanto outros patinadores fazem um círculo à volta do par; todos patinam no mesmo plano da superfície de gelo. 

Mas KH 15D, Bernhard-1 e Bernhard-2 são raros na medida em que os seus discos circumbinários estão num ângulo em relação aos planos das estrelas em órbita. Devido a esta inclinação, os discos oscilam como um pião, um movimento referido como precessão, à medida que se movem entre nós e as estrelas, fazendo com que a luz das estrelas centrais escureça. Para KH 15D, este ciclo de escurecimento pode demorar entre 60 e 6.000 anos. Os dois tipos de variações de luminosidade combinam-se para criar a assinatura de curva de luz de objetos semelhantes a KH 15D. 

A descoberta de Bernhard-1 e Bernhard-2 foi feita quando Klaus Bernhard, astrônomo amador, analisou dados do ZTF (Zwicky Transient Facility). O instrumento do ZTF examina todo o céu do hemisfério norte de dois em dois dias, fornecendo dados para inúmeros objetos ao longo de grandes períodos de tempo. Combinando os dados, Bernhard descobriu candidatos do tipo KH 15D. 

A descoberta dos novos objetos foi descrita num artigo publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: University of Toronto

As primeiras imagens do telescópio espacial James Webb

Em uma nova imagem panorâmica, o telescópio espacial James Webb revela detalhes nunca antes vistos do grupo de galáxias Quinteto de Stephan.

© James Webb (Quinteto de Stephan)

O Quinteto de Stephan é mais conhecido por ser destaque no filme clássico de 1946, “It’s a Wonderful Life”, aqui conhecido como “A Felicidade Não Se Compra”. Ele está localizado na constelação de Pégaso, o Quinteto de Stephan foi descoberto pelo astrônomo francês Édouard Stephan em 1877. É um grupo de cinco galáxias que fica na constelação de Pegasus, a cerca de 290 milhões de anos-luz da Terra.

A proximidade desse grupo fornece detalhes da interação de galáxias que desencadeiam a formação de estrelas e como o gás nestas galáxias está sendo perturbado.

A imagem mostra fluxos impulsionados por um buraco negro supermassivo em uma das galáxias do grupo em um nível de detalhe nunca visto antes. Grupos de galáxias próximos como esse podem ter sido mais comuns no início do Universo, quando material superaquecido e em colapso pode ter abastecido buracos negros muito energéticos.

Este enorme mosaico é a maior imagem de Webb até hoje, cobrindo cerca de um quinto do diâmetro da Lua. Ele contém mais de 150 milhões de pixels e é construído a partir de quase 1.000 arquivos de imagem separados. Com sua poderosa visão infravermelha e resolução espacial extremamente alta, o Webb mostra detalhes nunca antes vistos neste grupo de galáxias. 

Aglomerados cintilantes de milhões de estrelas jovens e regiões com novos nascimentos de estrelas enfeitam a imagem. Caudas de gás, poeira e estrelas estão sendo puxadas de várias galáxias devido a interações gravitacionais. Mais dramaticamente, o Webb capta enormes ondas de choque quando uma das galáxias, NGC 7318B, atravessa o aglomerado. 

Juntas, as cinco galáxias do Quinteto de Stephan também são conhecidas como Hickson Compact Group 92 (HCG 92). Embora seja chamado de “quinteto”, apenas quatro das galáxias estão realmente próximas umas das outras e envolvidas em uma dança cósmica. A quinta galáxia mais à esquerda, chamada NGC 7320, está mais em primeiro plano em comparação com as outras quatro. A NGC 7320 reside a 40 milhões de anos-luz da Terra, enquanto as outras quatro galáxias (NGC 7317, NGC 7318A, NGC 7318B e NGC 7319) estão a cerca de 290 milhões de anos-luz de distância.

Estudar galáxias relativamente próximas como essas ajuda os cientistas a entender melhor as estruturas vistas em um Universo muito mais distante. Essa proximidade fornece aos astrônomos a possibilidade de testemunhar a fusão e as interações entre galáxias que são tão cruciais para toda a evolução das galáxias. 

Ainda hoje, a galáxia NGC 7319, localizado no alto da imagem, abriga um núcleo galáctico ativo, um buraco negro supermassivo com 24 milhões de vezes a massa do Sol. Ele está ativamente atraindo material e emite energia luminosa equivalente a 40 bilhões de sóis.

O Webb estudou o núcleo galáctico ativo em grande detalhe com o Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec) e Mid-Infrared Instrument (MIRI). As unidades de campo integral (IFUs) desses instrumentos, que são uma combinação de uma câmera e espectrógrafo, forneceram à equipe do Webb uma coleção de imagens das características espectrais do núcleo galáctico. Assim como a ressonância magnética médica (MRI), as IFUs permitem a obtenção de muitas imagens para estudo detalhado. 

O Webb penetrou o manto de poeira ao redor do núcleo para revelar o gás quente perto do buraco negro ativo e medir a velocidade dos fluxos brilhantes impulsionados pelo buraco negro. 

Na NGC 7320, a galáxia mais à esquerda e mais próxima no agrupamento visual, o Webb foi capaz de resolver estrelas individuais e até mesmo o núcleo brilhante da galáxia. Como bônus, Webb revelou um vasto mar de milhares de galáxias de fundo distantes que lembram os Deep Fields do Hubble.

Combinados com a imagem infravermelha mais detalhada já feita do Quinteto de Stephan do MIRI e da Near-Infrared Camera (NIRCam), os dados do Webb fornecerão uma recompensa de novas informações valiosas. Por exemplo, ajudará os cientistas a entender a taxa na qual os buracos negros supermassivos se alimentam e crescem. O Webb também vê regiões de formação de estrelas muito mais diretamente e é capaz de examinar as emissões da poeira, um nível de detalhe impossível de obter até agora. 

Além do Quinteto de Stephan, o Webb obteve a imagem mais profunda e nítida do Universo no infravermelho do aglomerado de galáxias SMACS 0723, exatamente como ele era há cerca de 4,6 bilhões de anos. Retratou imagens da Nebulosa Carina e Nebulosa do Anel do Sul, e realizou o espectro do exoplaneta WASP-96b, localizado 1.000 anos-luz de distância, analisando sua atmosfera e revelando a assinatura inequívoca de água.

O Telescópio Espacial James Webb resolverá mistérios em nosso Sistema Solar, olhará além para mundos distantes em torno de outras estrelas e investigará as misteriosas estruturas e origens de nosso Universo. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Buraco negro gigante gira mais devagar que os seus pares

Os astrônomos fizeram uma medição recorde da rotação de um buraco negro, uma das duas propriedades fundamentais dos buracos negros.

© Chandra / VLA / PanSTARRS (buraco negro supermassivo no quasar H1821+643)

Esta imagem de H1821+643 mostram raios-X pelo Chandra juntamente com dados no rádio pelo VLA (Karl G. Jansky Very Large Array) e no visível pelo telescópio PanSTARRS no Havaí. O buraco negro supermassivo está localizado no ponto brilhante no centro da emissão rádio e raios X.

O observatório de raios X Chandra da NASA mostra que este buraco negro está girando mais lentamente do que a maioria dos seus primos menores. 

Este é o buraco negro mais massivo com uma medição precisa da rotação e dá pistas sobre como alguns dos maiores buracos negros do Universo crescem. Os buracos negros supermassivos contêm milhões ou até mesmo bilhões de vezes a massa do Sol. Sabemos que quase todas as grandes galáxias têm um buraco negro supermassivo no seu centro.

Uma informação crítica para compreender como os buracos negros crescem e evoluem é a rapidez com que estão girando e sua massa. Embora isso pareça bastante simples, a determinação destes valores para a maioria dos buracos negros tem provado ser incrivelmente difícil. Para este resultado, os pesquisadores observaram raios X que ricocheteavam de um disco de material que gira em torno do buraco negro num quasar conhecido como H1821+643.

Os quasares contêm buracos negros supermassivos de crescimento rápido que geram grandes quantidades de radiação numa pequena região em torno do buraco negro. Localizado num aglomerado de galáxias a cerca de 3,4 bilhões de anos-luz da Terra, o buraco negro de H1821+643 tem entre três e 30 bilhões de massas solares, o que o torna um dos mais massivos conhecidos. Em contraste, o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea tem cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol. 

As fortes forças gravitacionais perto do buraco negro alteram a intensidade dos raios X em diferentes energias. Quanto maior for a alteração, mais próxima a orla interna do disco deve estar do ponto de não retorno do buraco negro, conhecido como horizonte de eventos. Uma vez que um buraco negro giratório arrasta espaço com ele e permite que a matéria orbite mais perto do que é possível para um buraco negro que não gira, os dados de raios X podem mostrar a rapidez com que o faz. 

Foi descoberto que o buraco negro em H1821+643 gira a cerca de metade da velocidade que a maioria dos buracos negros com massas entre mais ou menos um e dez milhões de sóis. O motivo pode estar na forma como estes buracos negros supermassivos crescem e evoluem. 

Esta rotação relativamente lenta apoia a ideia de que os buracos negros mais massivos como o de H1821+643 realizam a maior parte do seu crescimento através da fusão com outros buracos negros, ou através do gás que é puxado para dentro em direções aleatórias quando os seus grandes discos são perturbados. É provável que os buracos negros supermassivos que crescem desta forma sofram muitas vezes grandes mudanças de rotação, incluindo uma diminuição ou empurrões na direção oposta.

A previsão é, portanto, que os buracos negros mais massivos devem ser observados a ter uma gama mais ampla de rotações do que os seus parentes menos massivos. Por outro lado, os cientistas esperam que os buracos negros menos massivos acumulem a maior parte da sua massa a partir de um disco de gás que gira à sua volta. Dado que se espera que tais discos sejam estáveis, a matéria que entra aproxima-se sempre de uma direção que fará os buracos negros girarem mais rapidamente até atingirem a velocidade máxima possível, que é a velocidade da luz.

Este buraco negro fornece informações que complementam o que os astrônomos aprenderam sobre os buracos negros supermassivos vistos na nossa Galáxia e em M87, que foram fotografados com o EHT (Event Horizon Telescope). Nestes casos, as massas dos buracos negros são bem conhecidas, mas a rotação não é. 

O artigo científico que descreve estes resultados foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Fonte: University of Cambridge

Descoberta galáxia fóssil ultrafraca na periferia de Andrômeda

Foi descoberta uma galáxia anã incomum e ultrafraca na periferia da galáxia de Andrômeda, utilizando várias instalações do NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory).

© NOIRLab (galáxia anã ultrafraca Pégaso V)

A galáxia, chamada Pégaso V, foi inicialmente detectada como parte de uma busca sistemática por anãs de Andrômeda coordenada por David Martinez-Delgado do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, Espanha, quando o astrônomo amador Giuseppe Donatiello encontrou uma interessante "mancha" em dados dos Levantamentos do Legado DESI. 

A imagem foi obtida com a DECam (Dark Energy Camera), montada no telescópio Víctor M. Blanco de 4 metros do CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory). Os dados foram processados pelo "pipeline" comunitário que é operado pelo CSDC (Community Science and Data Center) do NOIRLab.

Observações mais profundas de acompanhamento por astrônomos utilizando o telescópio Gemini North de 8,1 metros com o instrumento GMOS revelaram estrelas fracas em Pégaso V, confirmando que se trata de uma galáxia anã ultrafraca na periferia da galáxia de Andrômeda. O Gemini North no Havaí é uma metade do Observatório Internacional Gemini.

As observações com o Gemini revelaram que a galáxia parece ser extremamente deficitária de elementos pesados em comparação com galáxias anãs semelhantes, o que significa que é muito antiga e susceptível de ser um fóssil das primeiras galáxias do Universo.

As galáxias mais fracas são consideradas fósseis das primeiras galáxias que se formaram e estas relíquias galácticas contêm pistas sobre a formação das primeiras estrelas. Apesar de os astrônomos esperarem que o Universo esteja repleto de galáxias fracas como Pégaso V (a galáxia tem este nome porque é a quinta galáxia anã descoberta na direção da constelação de Pégaso. A separação, no céu, entre Pégaso V e a Andrômeda é de cerca de 18,5 graus), ainda não descobriram tantas como as suas teorias preveem. Se existirem realmente menos galáxias fracas do que o previsto, isto implicaria um sério problema na compreensão da cosmologia e da matéria escura. 

Estas galáxias extremamente fracas têm poucas das estrelas brilhantes que normalmente utilizamos para as identificar e medir as suas distâncias. A forte concentração de estrelas antigas que a equipe encontrou em Pégaso V sugere que o objeto é provavelmente um fóssil das primeiras galáxias. Quando comparado com as outras galáxias fracas ao redor de Andrômeda, Pégaso V parece ser unicamente velha e pobre em metais, indicando que a sua formação estelar cessou muito cedo.

Pégaso V foi testemunha de uma época na história do Universo conhecida como reionização e outros objetos que datam desta época serão em breve observados com o telescópio espacial James Webb. Os astrônomos também esperam descobrir outras galáxias fracas no futuro usando o Observatório Vera C. Rubin, um programa do NOIRLab, que realizará um levantamento óptico do céu sem precedentes, com a duração de uma década, chamado LSST (Legacy Survey of Space and Time). 

Fonte: NOIRLab

Captando o início da rotação galáctica no Universo primitivo

Uma equipe internacional observou sinais de rotação numa galáxia que existia no início do Universo apenas 500 milhões de anos após o Big Bang.

© NAOJ (ilustração de MACS1149-JD1)

Esta galáxia é, de longe, a mais antiga com uma assinatura de rotação. A sua velocidade de rotação é de apenas 50 quilômetros por segundo, em comparação com 220 quilômetros por segundo para a Via Láctea, indicando que a galáxia ainda se encontra numa fase inicial de desenvolvimento de movimento de rotação. 

Esta descoberta pode levar a uma melhor compreensão da formação galáctica no Universo inicial. À medida que os telescópios se tornam mais avançados e poderosos, os astrônomos são capazes de detectar cada vez mais galáxias distantes. Devido à expansão do Universo, estas galáxias estão se afastando cada vez mais de nós. Isto faz com que as suas emissões tenham um desvio para o vermelho, ou seja, comprimentos de onda mais longos.

Curiosamente, podemos estimar a rapidez com que uma galáxia se move e, por sua vez, quando foi formada, com base no aspeto do desvio da emissão. O ALMA (Atacama Large Millimeter Array) é particularmente adequado para a observação de tais desvios para o vermelho na emissão galáctica. 

Os astrônomos observaram emissões de uma galáxia distante chamada MACS1149-JD1 (JD1, para abreviar), o que os levou a algumas conclusões interessantes. A formação das galáxias começa com a acumulação de gás e prossegue com a formação estelar a partir deste gás. Com o tempo, a formação estelar progride do centro para fora, desenvolve-se um disco galáctico e a galáxia adquire uma forma particular. À medida que a formação estelar continua, novas estrelas formam-se no disco giratório, enquanto estrelas mais antigas permanecem na parte central.

É possível determinar a fase evolutiva da galáxia através do estudo da idade dos objetos estelares e do movimento das estrelas e do gás. A equipe mediu com sucesso pequenas diferenças no desvio para o vermelho de posição para posição dentro da galáxia, mostrando que JD1 satisfazia o critério de uma galáxia dominada pela rotação. 

Além da velocidade, a equipe também mediu que o diâmetro de JD1 é de apenas 3.000 anos-luz, muito menor que a Via Láctea, que tem 100.000 anos-luz de diâmetro. A galáxia observada é, de longe, a fonte mais distante até agora encontrada que tem um disco giratório. 

Juntamente com medições semelhantes de sistemas mais próximos na literatura, isto permitiu à equipa delinear o desenvolvimento gradual de galáxias giratórias ao longo de mais de 95% da nossa história cósmica. Além disso, a massa estimada a partir da velocidade de rotação está de acordo com a massa estelar estimada anteriormente a partir da assinatura espectral e provém predominantemente das estrelas "maduras" que se formaram cerca de 300 milhões de anos antes.

A velocidade de rotação de JD1 é muito mais baixa do que as encontradas em galáxias em épocas posteriores e na Via Láctea, e JD1 está provavelmente numa fase inicial de desenvolvimento de um movimento de rotação.

Com o recentemente lançado telescópio espacial James Webb, a equipe planeja agora identificar a localização de estrelas jovens e mais velhas na galáxia para refinar o seu cenário de formação. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Espiando uma joia galáctica

Esta observação do telescópio espacial Hubble captou a galáxia CGCG 396-2, uma fusão incomum de galáxias que fica a cerca de 520 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Órion.

© Hubble (galáxia CGCG 396-2)

Esta imagem é uma joia do projeto Galaxy Zoo, um projeto de ciência cidadã no qual centenas de milhares de voluntários classificaram galáxias para ajudar os cientistas a resolver um problema de proporções astronômicas, como classificar as vastas quantidades de dados gerados por telescópios robóticos. 

Após uma votação pública, uma seleção dos objetos mais intrigantes astronomicamente do Galaxy Zoo foram selecionados para observações de acompanhamento com o telescópio espacial Hubble. A galáxia CGCG 396-2 é um destes objetos e foi captada nesta imagem pela Advanced Camera for Surveys do Hubble. 

O projeto Galaxy Zoo se originou quando um astrônomo recebeu uma tarefa impossivelmente entorpecedora; classificar mais de 900.000 galáxias a olho nu. Ao criar uma interface da web e convidar cientistas cidadãos para contribuir com o desafio, a equipe do Galaxy Zoo conseguiu reunir a análise e, em seis meses, uma legião de 100.000 astrônomos cidadãos voluntários contribuíram com mais de 40 milhões de classificações de galáxias. 

Desde seu sucesso inicial, o projeto Galaxy Zoo e seus projetos sucessores contribuíram para mais de 100 artigos científicos revisados por pares e levaram a uma rica variedade de descobertas astronômicas intrigantes acima e além de seus objetivos iniciais. O sucesso do projeto também inspirou mais de 100 projetos de ciência cidadã no portal Zooniverse, desde a análise de dados da visita da sonda Rosetta da ESA ao cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko até a contagem de orcas nas ilhas remotas do Alasca! 

Para mais detalhes acesse o projeto Galaxy Zoo.

Fonte: ESA

Observando a morte de uma rara estrela gigante

Uma equipe de astrônomos liderada pela Universidade do Arizona criou uma imagem tridimensional e detalhada de uma estrela hipergigante moribunda.

© NASA (ilustração de uma estrela hipergiante vermelha)

Os astrônomos traçaram a distribuição, direções e velocidades de uma variedade de moléculas em torno de uma estrela hipergigante vermelha conhecida como VY Canis Majoris (VY CMa). As suas descobertas oferecem perspetivas a uma escala sem precedentes sobre os processos que acompanham a morte de estrelas gigantes. 

As estrelas supergigantes extremas, conhecidas também como hipergigantes, são muito raras, sendo que apenas algumas conhecidas existem na Via Láctea. Exemplos incluem Betelgeuse, a segunda estrela mais brilhante da constelação de Órion, e NML Cygni, também conhecida como V1489 Cygni, na direção da constelação de Cisne.

Ao contrário das estrelas com massas mais baixas, que são mais propensas a inchar quando entram na fase de gigante vermelha, mas geralmente mantêm uma forma esférica, as hipergigantes tendem a passar por substanciais eventos de perda de massa que formam estruturas complexas e altamente irregulares compostas por arcos, aglomerados e nós.

Localizada a cerca de 3.009 anos-luz da Terra, a VY CMa, é uma estrela variável pulsante na direção da constelação de Cão Maior. Abrangendo entre 10.000 e 15.000 UA (Unidade Astronômica, é a distância média entre a Terra e o Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros), a VY CMa é possivelmente a estrela mais massiva da Via Láctea. A equipe optou por estudar VY CMa porque é um dos melhores exemplos destes tipos de estrelas. 

Imagens anteriores de VY CMa com o telescópio espacial Hubble e espectroscopia mostraram a presença de arcos distintos e outros aglomerados e nós, muitos estendendo-se milhares de UA a partir da estrela central. Para descobrir mais detalhes dos processos pelos quais as estrelas hipergigantes terminam as suas vidas, foram analisadas certas moléculas em torno da hipergigante e mapeadas em imagens pré-existentes da poeira, obtidas pelo telescópio espacial Hubble. 

A equipe usou o ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile para rastrear uma variedade de moléculas de material ejetado a partir da superfície estelar. Enquanto algumas observações ainda estão em curso, foram obtidos mapas preliminares do óxido de enxofre, dióxido de enxofre, óxido de silício, óxido de fósforo e cloreto de sódio. A partir destes dados, o grupo construiu uma imagem da estrutura do fluxo global molecular de VY CMa em escalas que englobavam todo o material ejetado a partir da estrela.

As moléculas traçam os arcos no invólucro, o que implica que as moléculas e a poeira estão bem misturadas. As emissões de moléculas em comprimentos de onda de rádio fornecem informação da velocidade, em oposição à emissão de poeira, que é estática. Ao mover as 48 antenas do ALMA para diferentes configurações, os pesquisadores conseguiram obter dados sobre as direções e velocidades das moléculas e mapeá-las através das diferentes regiões do invólucro da hipergigante com considerável detalhe, correlacionando-as mesmo com diferentes eventos de ejeção de massa ao longo do tempo.

Fonte: University of Arizona

Identificada possível fonte da calota vermelha de Caronte

Cientistas do SwRI (Southwest Research Institute) combinaram dados da missão New Horizons da NASA com novas experiências laboratoriais e modelagem exosférica para revelar a provável composição da calota avermelhada da lua de Plutão, Caronte, e como esta pode ter sido formada.

© NASA / SwRI (Caronte)

Esta primeira descrição da atmosfera dinâmica de metano de Caronte, utilizando novos dados experimentais, fornece um fascinante vislumbre das origens da zona vermelha no polo norte da lua.

Logo após o encontro de 2015, os cientistas da New Horizons propuseram que um material avermelhado "semelhante a tolinas" no polo de Caronte pudesse ser sintetizado por luz ultravioleta, quebrando as moléculas de metano. Estas são capturadas depois de escaparem de Plutão e então congeladas nas regiões polares da lua durante as suas longas noites de inverno. As tolinas são resíduos orgânicos pegajosos formados por reações químicas alimentadas pela luz, neste caso o brilho ultravioleta de Lyman-alpha espalhado por átomos de hidrogênio interplanetários.

"As nossas descobertas indicam que os drásticos surtos sazonais na fina atmosfera de Caronte, bem como a luz que decompõe a geada de metano, são fundamentais para compreender as origens da zona polar vermelha de Caronte," disse o Dr. Ujjwal Raut do SwRI.

A equipe replicou realisticamente as condições da superfície de Caronte no CLASSE (Center for Laboratory Astrophysics and Space Science Experiments) do SwRI para medir a composição e a cor dos hidrocarbonetos produzidos no hemisfério de inverno de Caronte, à medida que o metano congela sob o brilho ultravioleta. A equipe inseriu as medições num novo modelo atmosférico de Caronte para mostrar a decomposição do metano em resíduos na mancha polar norte de Caronte.

Os cientistas do SwRI desenvolveram uma nova simulação de computador para modelar a fina atmosfera de metano de Caronte. O modelo aponta para pulsações sazonais "explosivas" na atmosfera de Caronte devido a mudanças extremas nas condições ao longo da grande viagem de Plutão em torno do Sol. 

Os resultados das experiências do SwRI foram introduzidos no modelo atmosférico para estimar a distribuição de hidrocarbonetos complexos emergentes da decomposição do metano sob a influência da luz ultravioleta. O modelo tem zonas polares que geram principalmente etano, um material incolor que não contribui para uma cor avermelhada. 

O etano é menos volátil do que o metano e permanece congelado à superfície de Caronte muito depois do nascer-do-Sol da primavera. A exposição ao vento solar pode converter o etano em depósitos persistentes na superfície avermelhada que contribuem para a calota vermelha de Caronte.

Os resultados foram publicados em dois artigos: no periódico Geophysical Research Letters e na revista Science Advances.

Fonte: Southwest Research Institute

Novas imagens revelam características ocultas em galáxias

Novas imagens utilizando dados de missões da ESA e da NASA mostram a poeira que preenche o espaço entre as estrelas em quatro das galáxias mais próximas da Via Láctea.

© STScI (Grande Nuvem de Magalhães)

A imagem mostra a Grande Nuvem de Magalhães, que é um satélite da Via Láctea, contendo cerca de 30 bilhões de estrelas. Vista aqui no infravermelho distante e no rádio, a poeira fria e quente da Grande Nuvem de Magalhães é mostrada em verde e azul, respectivamente, com o gás hidrogênio em vermelho.

Mais do que impressionantes, as fotos são também um tesouro científico, dando uma ideia de como a densidade das nuvens de poeira pode variar drasticamente dentro de uma galáxia. 

Com uma consistência semelhante à da fumaça, a poeira é criada por estrelas moribundas e é um dos materiais que formam novas estrelas. As nuvens de poeira observadas pelos telescópios espaciais são constantemente moldadas pela explosão de estrelas, ventos estelares e pelos efeitos da gravidade. Quase metade de toda a luz das estrelas no Universo é absorvida pela poeira.

Muitos dos elementos químicos pesados essenciais à formação de planetas como a Terra estão presos em grãos de poeira no espaço interestelar. Assim, a compreensão da poeira é uma parte essencial da compreensão do nosso Universo. 

As novas observações foram possíveis através do trabalho do Observatório Espacial Herschel da ESA, que operou de 2009 a 2013. O Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, contribuiu com dois instrumentos na nave espacial. Os instrumentos superfrios do Herschel foram capazes de detectar o brilho térmico da poeira, que é emitido como luz infravermelha distante, uma gama de comprimentos de onda mais longos do que o que os olhos humanos conseguem detectar. 

As imagens da poeira interestelar, pelo Herschel, fornecem vistas de alta resolução de detalhes finos nestas nuvens, revelando intricadas subestruturas. Mas a forma como o telescópio espacial foi concebido significava que muitas vezes não conseguia detectar a luz de nuvens mais espalhadas e difusas, especialmente nas regiões exteriores das galáxias, onde o gás e a poeira se tornam esparsos e, portanto, mais tênues.

Para algumas galáxias próximas, isso significava que o Herschel perdia até 30% de toda a luz emitida pela poeira. Com uma lacuna tão significativa, os astrônomos esforçavam-se por utilizar os dados do Herschel para compreender como a poeira e o gás se comportavam nestes ambientes. 

Para preencher os mapas de poeira do Herschel, as novas imagens combinam dados de três outras missões: o aposentado Observatório Planck da ESA, juntamente com duas missões da NASA igualmente reformadas, o IRAS (Infrared Astronomical Satellite) e o COBE (Cosmic Background Explorer). 

As imagens mostram a Galáxia de Andrômeda, também conhecida como M31; a galáxia do Triângulo, ou M33; e a Grande e Pequena Nuvem de Magalhães, que são galáxias anãs que orbitam a Via Láctea que não têm a estrutura espiral. Todas as quatro estão a menos de 3 milhões de anos-luz da Terra. Nas imagens, o vermelho indica o gás hidrogênio, o elemento mais comum no Universo. 

Estes dados foram recolhidos utilizando múltiplos radiotelescópios localizados em todo o globo. A imagem da Grande Nuvem de Magalhães mostra uma cauda vermelha saindo em baixo e à esquerda, que foi provavelmente criada quando colidiu com a Pequena Nuvem de Magalhães há cerca de 100 milhões de anos. 

As bolhas de espaço vazio indicam regiões onde as estrelas se formaram recentemente, porque ventos intensos das estrelas recém-nascidas sopram a poeira e o gás circundantes. A luz verde à volta das orlas destas bolhas indica a presença de poeira fria que se acumulou como resultado destes ventos. A poeira mais quente, vista a azul, indica onde as estrelas estão se formando ou outros processos que aqueceram a poeira. 

Muitos elementos pesados na natureza, incluindo carbono, oxigênio e ferro, podem ficar presos a grãos de poeira e a presença de elementos diferentes muda a forma como a poeira absorve a luz das estrelas. Isto, por sua vez, afeta a visão de eventos como a formação estelar. Nas nuvens mais densas de poeira, quase todos os elementos pesados podem ficar presos em grãos de poeira, o que aumenta a relação poeira-gás. Mas em regiões menos densas, a radiação destrutiva das estrelas recém-nascidas ou as ondas de choque da explosão de estrelas esmaga os grãos de poeira e devolve alguns destes elementos pesados trancados de volta ao gás, alterando mais uma vez a proporção.

Os cientistas que estudam o espaço interestelar e a formação estelar querem compreender melhor este ciclo contínuo. As imagens do Herschel mostram que a relação poeira-gás pode variar dentro de uma única galáxia até um fator de 20, muito mais do que anteriormente estimado.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberto um novo sistema planetário próximo

Astrônomos de várias instituições descobriram um novo sistema planetário na nossa vizinhança solar situado a apenas 10 parsecs, ou cerca de 33 anos-luz, da Terra, tornando-o um dos sistemas multiplanetários conhecidos mais próximos do nosso.

© IAC (ilustração de duas Super-Terras)

Na região central do sistema encontra-se uma pequena e fria estrela anã M, chamada HD 260655, que abriga pelo menos dois planetas do tamanho da Terra. Os mundos rochosos provavelmente não são habitáveis, pois as suas órbitas são relativamente íntimas, expondo os planetas a temperaturas demasiado elevadas para sustentar água líquida à superfície. No entanto, os cientistas estão entusiasmados com este sistema porque a proximidade e o brilho da sua estrela vão dar-lhes uma visão mais detalhada das propriedades dos planetas e dos sinais de qualquer atmosfera que possam conter. 

O novo sistema planetário foi inicialmente detectado pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, uma missão liderada pelo Massachusetts Institute of Technology (MIT) que foi concebida para observar as estrelas mais próximas e brilhantes e detectar quedas periódicas na luz, quedas estas que poderiam assinalar a passagem de um planeta.

Em outubro de 2021, astrônomos estavam monitorando os dados transmitidos pelo TESS quando reparou num par de mergulhos periódicos na luz estelar, ou trânsitos, na estrela HD 260655. Os mesmos sinais também foram encontrados independentemente pelo SPOC (Science Processing Operations Center), no Centro Espacial Ames da NASA. 

Os cientistas normalmente fazem observações de acompanhamento, com outros telescópios, para confirmar que os objetos são de fato planetas. O processo de classificação e posterior confirmação de novos planetas pode muitas vezes demorar vários anos. 

A HD 260655 também estava listada num levantamento de estrelas realizado pelo HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer), um instrumento que opera como parte do Observatório Keck no Havaí e pelo CARMENES, um instrumento que funciona como parte do Observatório de Calar Alto na Espanha. Ambos os levantamentos medem a oscilação gravitacional de uma estrela, também conhecida como velocidade radial. Cada planeta em órbita de uma estrela vai exercer uma pequena atração gravitacional na sua estrela.

A partir dos dois conjuntos de dados de arquivo, os investigadores encontraram sinais estatisticamente significativos de que os sinais detectados pelo TESS eram dois planetas em órbita. A equipe analisou então mais de perto os dados do TESS para determinar as propriedades de ambos os planetas, incluindo os períodos orbitais e tamanhos. Determinaram que o planeta interior, chamado HD 260655b, orbita a estrela a cada 2,8 dias e é cerca de 1,2 vezes maior que a Terra. O segundo planeta exterior, HD 260655c, completa uma órbita a cada 5,7 dias e tem 1,5 vezes o tamanho da Terra.

A partir dos dados de velocidade radial do HIRES e do CARMENES, os cientistas conseguiram calcular a massa dos planetas, que está diretamente relacionada com a amplitude pela qual cada planeta "puxa" a estrela. Descobriram que o planeta interior tem cerca do dobro da massa da Terra, enquanto que o planeta exterior tem cerca de três massas terrestres. A partir do seu tamanho e massa, a equipa estimou a densidade de cada planeta. O planeta interior, menor, é ligeiramente mais denso do que a Terra, enquanto que o planeta exterior, maior, é um pouco menos denso. 

Ambos os exoplanetas, com base na sua densidade, são provavelmente terrestres, ou rochosos em termos de composição. Os pesquisadores também estimam, com base nas suas órbitas curtas, que a superfície do planeta interior tem uma temperatura de cerca de 710 K, enquanto o planeta exterior é aproximadamente 560 K.

Em estrelas pequenas como esta, espera-se que existam mais planetas.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias