Uma estrela de nêutrons mais massiva consome a sua companheira

Uma estrela densa e colapsante, girando 707 vezes por segundo - o que a torna uma das estrelas de nêutrons mais rápidas da Via Láctea - dilacerou e consumiu o equivalente a quase a sua massa total de uma companheira estelar e, no processo, cresceu até se tornar na estrela de nêutrons mais massiva observada até à data.

© NASA (ilustração de uma estrela de nêutrons e sua companheira)

A massa desta estrela de nêutrons, que atinge 2,35 vezes a massa do Sol, ajuda os astrônomos a compreender o estranho estado quântico da matéria dentro destes objetos densos, que se ficarem muito mais pesados colapsam por completo e desaparecem como um buraco negro.

Uma estrela de nêutrons é como um núcleo gigante, mas quando temos 1,5 massas solares deste material, o que corresponde a cerca de 500.000 massas terrestres destes núcleos todos densamente agrupados, não é de todo claro como se irão comportar. As estrelas de nêutrons são tão densas - 16 cm³ tem mais de 10 bilhões de toneladas - que os seus núcleos são a matéria mais densa do Universo, sem contar com os buracos negros.

A estrela de nêutrons, um pulsar designado PSR J0952-0607 é, portanto, o objeto mais denso visível a partir da Terra. A medição da massa da estrela de nêutrons foi possível graças à sensibilidade extrema do telescópio Keck I de 10 metros em Maunakea, Havaí, que apenas conseguiu obter um espectro, no visível, da estrela companheira, agora reduzida ao tamanho de um grande planeta gasoso. As estrelas ficam a cerca de 3.000 anos-luz da Terra na direção da constelação de Sextante. Descoberto em 2017, PSR J0952-0607 é referido como um pulsar "viúva negra". 

Ao combinar esta medição com as de outras viúvas negras, os astrônomos mostraram que as estrelas de nêutrons devem atingir pelo menos esta massa, 2,35 +/- 0,17 massas solares. Por sua vez, isto proporciona alguma das mais fortes restrições à propriedade da matéria em várias vezes a densidade vista nos núcleos atômicos. Muitos outros modelos populares de física de matéria condensada são excluídos por este resultado. Se o valor de 2,35 massas solares estiver, efetivamente, perto do limite superior para as estrelas de nêutrons, como os pesquisadores dizem, então é provável que o interior seja uma sopa de nêutrons bem como de quarks "up" ou "down" - os constituintes de prótons e nêutrons normais, mas não matéria exótica, tais como quarks "estranhos" ou káons, que são partículas que contêm um quark estranho. 

Quão grandes podem ficar? Quando uma estrela com um núcleo maior do que cerca de 1,4 massas solares colapsa no final da sua vida, forma um objeto denso e compacto com um interior sob uma pressão tão elevada que todos os átomos são esmagados para formar um mar de nêutrons e dos seus constituintes subnucleares, quarks. Estas estrelas de nêutrons nascem com rotação e, embora demasiado fracas para serem vistas no espectro óptico, revelam-se como pulsares, emitindo feixes de radiação na forma de ondas de rádio, raios X ou mesmo raios gama. 

Os pulsares giram e piscam cerca de uma vez por segundo, em média, uma velocidade que pode ser facilmente explicada dada a rotação normal de uma estrela antes do seu colapso. Mas alguns pulsares repetem-se centenas ou até 1.000 vezes por segundo, o que é difícil de explicar, a menos que a matéria tenha caído sobre a estrela de nêutrons e a tenha acelerado. Mas para alguns pulsares de milissegundo, não é visível qualquer companheira. Uma possível explicação para os pulsares de milissegundo isolados é que cada um deles já teve uma companheira estelar, mas que a despojou até nada restar.

À medida que a estrela companheira evolui e começa a tornar-se uma gigante vermelha, o material "transborda" para a estrela de nêutrons e isso faz acelerar a sua rotação. Torna-se agora incrivelmente energizada e um vento de partículas começa a sair da estrela de nêutrons. Esse vento atinge a estrela doadora, começa a retirar material e, com o tempo, a massa da estrela doadora diminui para a de um planeta. E, se ainda mais tempo passar, desaparece por completo. E é assim que se podem formar pulsares de milissegundo solitários. O pulsar PSR J0952-0607 e a sua fraca estrela companheira apoiam esta história de origem para os pulsares de milissegundo.

No caso deste sistema binário, a estrela companheira, agora com apenas 20 vezes a massa de Júpiter, é distorcida pela massa da estrela de nêutrons e tem bloqueio de maré, semelhante à forma como a nossa Lua mostra apenas um lado à Terra. O lado virado para a estrela de nêutrons é aquecido a temperaturas de 6.200 K, um pouco mais quente do que o nosso Sol, e apenas brilhante o suficiente para se ver com um grande telescópio.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Porque é que Júpiter não tem anéis como os de Saturno?

Por ser maior, Júpiter deveria ter anéis maiores e mais espetaculares do que Saturno. Mas uma nova pesquisa mostra que as grandes luas de Júpiter impedem esta visão de iluminar o céu noturno.

© James Webb (anel de Júpiter)

A imagem em destaque de Júpiter em luz infravermelha obtida pelo telescópio espacial James Webb mostra não apenas Júpiter e suas nuvens, mas também um anel tênue. A Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter também é visível em uma cor comparativamente clara à direita, a grande lua de Júpiter Europa no centro dos picos de difração à esquerda e a sombra de Europa ao lado da GMV. Várias características na imagem ainda não são bem compreendidas, incluindo a camada de nuvens aparentemente separada no membro direito de Júpiter. 

O anel principal de Júpiter foi descoberto em 1979 pela sonda Voyager 1 da NASA, mas sua origem era então um mistério. Dados da espaçonave Galileo da NASA que orbitou Júpiter de 1995 a 2003, no entanto, confirmaram a hipótese de que este anel foi criado por impactos de meteoroides em pequenas luas próximas. Quando um pequeno meteoroide atinge a minúscula Metis, por exemplo, ele perfura a lua, vaporiza e ejeta poeira em uma órbita joviana. 

Para compreender a razão pela qual Júpiter tem atualmente a aparência que tem, os pesquisadores correram uma simulação dinâmica contabilizando as órbitas das quatro luas principais de Júpiter, bem como a órbita do próprio planeta, e informações sobre o tempo que leva para formar os anéis. 

Os anéis de Saturno são em grande parte constituídos de gelo, parte do qual pode ter vindo de cometas, que também são em grande parte feitos de gelo. Se as luas forem suficientemente massivas, a sua gravidade pode atirar o gelo para fora de uma órbita de um planeta, ou mudar a órbita do gelo o suficiente para que este colida com as luas. Foi descoberto que as luas galileanas de Júpiter, uma das quais é a maior lua do nosso Sistema Solar (Ganimedes), destruiriam muito rapidamente quaisquer grandes anéis que se pudessem formar. Como resultado, é improvável que Júpiter tivesse grandes anéis em qualquer ponto do seu passado. 

Os planetas gigantes formam luas massivas, o que os impede de ter anéis substanciais. Todos os quatro planetas gigantes no nosso Sistema Solar (Saturno, Netuno, Urano e Júpiter) têm anéis. Contudo, tanto os anéis de Netuno como de Júpiter são tão frágeis que são difíceis de ver com os instrumentos tradicionais de observação. O planeta Urano tem anéis que não são tão grandes, mas que são mais substanciais do que os de Saturno. 

Os pesquisadores pretendem fazer simulações das condições em Urano para ver qual poderá ser a vida útil dos anéis daquele planeta. Alguns astrônomos acreditam que Urano está inclinado para o lado como resultado de uma colisão que o planeta teve com outro corpo celeste. Os seus anéis podem ser os remanescentes deste impacto. 

Para além da sua beleza, os anéis ajudam os astrônomos a compreender a história de um planeta, porque oferecem evidências de colisões com luas ou cometas que podem ter acontecido no passado. A forma e tamanho dos anéis, bem como a composição do material, fornece uma indicação do tipo de evento que os formou. 

Os resultados da pesquisa serão publicados em breve na revista The Planetary Science Journal. 

Fonte: University of California

Siga a LEDA

Esta imagem luminescente apresenta várias galáxias, talvez mais notavelmente LEDA 58109, a galáxia solitária no canto superior direito.

© Hubble (LEDA 58109 e outras galáxias)

A LEDA 58109 é rodeada por mais dois objetos galácticos no canto inferior esquerdo: um núcleo galáctico ativo (AGN) chamado SDSS J162558.14+435746.4 que obscurece parcialmente a galáxia SDSS J162557.25+435743.5, que aparece à direita atrás do AGN.

A classificação das galáxias às vezes é apresentada como uma dicotomia: espiral e elíptica. No entanto, a diversidade de galáxias nesta imagem por si só destaca a complexa teia de classificações de galáxias que existem, incluindo galáxias que abrigam AGNs extremamente luminosos em seus núcleos e galáxias cujas formas desafiam a classificação de espiral ou elíptica. 

A amostra de galáxias aqui também ilustra a grande variedade de nomes que as galáxias possuem. Isso se deve à variedade de sistemas de catalogação que mapeiam os objetos celestes no céu noturno. 

O catálogo Lyon-Meudon Extragalactic Database (LEDA) foi um banco de dados de galáxias, criado em 1983 no Observatório de Lyon. Nenhum catálogo é exaustivo e cobrem regiões sobrepostas do céu, de modo que muitas galáxias pertencem a vários catálogos diferentes. Por exemplo, a galáxia à direita é LEDA 58109 no banco de dados de galáxias LEDA, mas também é conhecida como MCG+07-34-030 no catálogo de galáxias MCG e SDSS J162551.50+435747.5 no catálogo de galáxias SDSS, o mesmo catálogo que também lista as duas galáxias à esquerda. 

Fonte: NASA

Pulsares cintilantes e o misterioso plasma interestelar

Os pulsares são remanescentes estelares com rápida rotação e que piscam como um farol, ocasionalmente mostram variações extremas de luminosidade.

© OzGrav (ilustração de um pulsar)

Os cientistas preveem que estas pequenas explosões de brilho acontecem porque regiões densas de plasma interestelar (o gás quente entre as estrelas) espalham as ondas de rádio emitidas pelo pulsar. No entanto, ainda não sabemos de onde vêm as fontes de energia necessárias para formar e sustentar estas densas regiões de plasma. 

Para melhor compreender estas formações interestelares, precisamos de observações mais detalhadas da sua estrutura em pequena escala e uma via promissora para isso está no cintilar dos pulsares. Quando as ondas de rádio de um pulsar são dispersas pelo plasma interestelar, as ondas separadas interferem e criam um padrão de interferência na Terra. À medida que a Terra, o pulsar e o plasma se movem uns em relação uns aos outros, este padrão é observado como variações de brilho no tempo e na frequência: o espectro dinâmico. 

Graças à natureza pontual dos sinais dos pulsares, a dispersão e a cintilação ocorrem em pequenas regiões do plasma. Após o processamento especializado dos sinais do espectro dinâmico, podemos observar características parabólicas impressionantes conhecidas como arcos de cintilação que estão relacionadas com a imagem da radiação espalhada do pulsar no céu. 

Um pulsar em particular, chamado J1603-7202, passou por uma dispersão extrema em 2006, tornando-o um alvo excitante para a análise destas densas regiões de plasma. No entanto, a trajetória do pulsar ainda não foi determinada, pois orbita outra estrela compacta chamada anã branca numa órbita que é vista de face, em relação ao ponto de vista da Terra, e os cientistas não têm métodos alternativos para a medir nesta situação. 

Felizmente, os arcos de cintilação servem um duplo propósito: as suas curvaturas estão relacionadas com a velocidade do pulsar, assim como a distância ao pulsar e ao plasma. A forma como a velocidade do pulsar muda depende da orientação da órbita no espaço. Portanto, no caso do pulsar J1603-7202, os cientistas calcularam as alterações na curvatura dos arcos ao longo do tempo a fim de determinar a orientação. 

As medições obtidas para a órbita de J1603-7202 são uma melhoria significativa em comparação com análises anteriores. Isto demonstra a viabilidade da cintilação em complementar métodos alternativos. Os astrônomos mediram a distância ao plasma e mostraram que era cerca de três-quartos da distância ao pulsar, visto da Terra. Isto não parece coincidir com as posições de quaisquer estrelas ou nuvens interestelares de gás conhecidas. Os estudos de cintilação pulsar exploram frequentemente estruturas como esta, que de outra forma seriam invisíveis. 

A questão permanece, portanto, em aberto: qual é a fonte do plasma que dispersa a radiação do pulsar? Finalmente, usando a sua medição orbital, foram capazes de estimar a massa da companheira orbital de J1603-7202, que é de cerca de metade da massa do Sol. Quando considerada juntamente com a órbita altamente circular de J1603-7202, isto implica que a companheira é provavelmente um remanescente estelar composto de carbono e oxigênio, um achado mais raro em torno de um pulsar do que os remanescentes mais comuns à base do hélio. 

Dado que os cientistas possuem um modelo quase completo da órbita, é agora possível transformar as observações de cintilação de J1603-7202 em imagens dispersas no céu e mapear o plasma interestelar à escala do Sistema Solar. A criação de imagens das estruturas físicas que causam a dispersão extrema das ondas de rádio pode dar-nos uma melhor compreensão de como se formam regiões tão densas e do papel que o plasma interestelar desempenha na evolução das galáxias. 

Fonte: OzGrav

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