Anãs da Fornalha parecem não mostrar vestígios de matéria escura

De acordo com o modelo padrão da cosmologia, a grande maioria das galáxias está rodeada por um halo de partículas de matéria escura.

© ESO (galáxia anã NGC 1427A)

Este halo é invisível, mas a sua massa exerce uma forte atração gravitacional sobre as galáxias nas proximidades. 

Um novo estudo liderado pela Universidade de Bonn (Alemanha) e pela Universidade de Saint Andrews (Escócia) desafia esta visão do Universo. Os resultados sugerem que as galáxias anãs do segundo aglomerado de galáxias mais próximo da Terra, conhecido como o Aglomerado da Fornalha, estão livres de tais halos de matéria escura.

As galáxias anãs são pequenas e tênues e podem ser normalmente encontradas em aglomerados de galáxias ou perto de galáxias maiores. Devido a isto, podem ser afetadas pelos efeitos gravitacionais das suas companheiras maiores.

Os pesquisadores introduziram uma forma inovadora de testar o modelo padrão com base no quanto as galáxias anãs são perturbadas pelas marés gravitacionais de galáxias maiores próximas. As marés surgem quando a gravidade de um corpo puxa de forma diferente partes diferentes de outro corpo. Estas são semelhantes às marés na Terra, que surgem porque a Lua puxa mais fortemente no lado da Terra que está de frente para a Lua.

O aglomerado de galáxias da Fornalha é rica em galáxias anãs. Observações recentes mostram que algumas destas anãs parecem distorcidas, como se tivessem sido perturbadas pelo ambiente do aglomerado. Tais perturbações nas anãs da Fornalha não são esperadas de acordo com o Modelo Padrão. Isto porque os halos de matéria escura destas anãs devem protegê-las parcialmente das marés levantadas pelo aglomerado. 

Os pesquisadores analisaram o nível esperado de perturbação das anãs, que depende das suas propriedades internas e da sua distância ao gravitacionalmente poderoso centro do aglomerado. As galáxias de grandes dimensões, mas com baixas massas estelares, e galáxias próximas do centro do aglomerado, são mais facilmente perturbadas ou destruídas.

Os cientistas compararam os resultados com o seu nível de perturbação observado evidente a partir de fotografias tiradas pelo VST (VLT Survey Telescope) do ESO. As anãs da Fornalha já deviam ter sido destruídas pela gravidade do centro do aglomerado, mesmo quando as marés que sobem sobre uma anã são sessenta e quatro vezes mais fracas do que a própria gravidade da anã. A partir disto, os pesquisadores concluíram que, no modelo padrão, não é possível explicar as morfologias observadas nas anãs da Fornalha de uma forma consistente.

Eles repetiram a análise utilizando a dinâmica newtoniana modificada (MOND). Em vez de assumir halos de matéria escura em torno das galáxias, a teoria MOND propõe uma correlação com a dinâmica newtoniana através da qual a gravidade experimenta um impulso no regime de baixas acelerações.

Os pesquisadores não tinham a certeza de que as galáxias anãs conseguiriam sobreviver ao ambiente extremo de um aglomerado de galáxias na teoria MOND, devido à ausência de halos protetores de matéria escura neste modelo, mas os resultados mostram um acordo notável entre as observações e as expectativas MOND quanto ao nível de perturbação das anãs da Fornalha.

O número de publicações que mostram incompatibilidades entre as observações e o paradigma da matéria escura continua aumentando a cada ano.

O estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Universität Bonn

Presença de lítio em algumas estrelas pode ter surgido de planetas

Cientistas propõem uma nova explicação para presença de lítio em estrelas ativas: ele seria uma indicação de que elas devoraram seus planetas, e pode persistir por bilhões de anos, dependendo do tipo estelar.

© STScI / G. Bacon (ilustração de planeta e sua estrela)

Um estudo recente analisou a presença de lítio em estrelas através de dados de espectroscopia, processo que divide a luz de um objeto e analisa as substâncias responsáveis por sua emissão. Sua conclusão associa a presença do elemento com “restos” de planetas há muito devorados por suas companheiras. 

O lítio, o terceiro da tabela periódica e primeiro dos metais, se formou logo após o Big Bang junto com o hélio e o hidrogênio, ainda que em quantidades muito menores. Porém, hoje, é observado menos dele do que é previsto pelos modelos. A explicação para esta discrepância está em um processo conhecido como “queima do lítio”, promovido pelas estrelas. 

No seu período de vida, estes astros esmagam elementos leves (como o hidrogênio e o hélio) em seu interior, produzindo elementos mais pesados e gerando grandes quantidades de energia, luminosidade e calor. O mesmo acontece com o lítio. No entanto, a energia necessária para fundi-lo com um próton é menor do que a necessária para fundir dois átomos de hidrogênio. Consequentemente, o lítio é o primeiro a ser eliminado nas usinas das estrelas, antes mesmo de seu combustível principal, sendo transformado em berílio que, em seguida, se desfaz em dois hélios. 

Devido a este processo de “queima”, é raro identificar lítio nos espectros estelares. Isto ajuda astrônomos a diferenciar estrelas ativas, que fazem fusão e, portanto, consomem seu lítio, de anãs marrons, um tipo subestelar pequeno e levemente brilhante que já aposentou sua usina, acumulando o elemento. 

Mas esta diferenciação não é uma regra: algumas estrelas grandes e quentes demais para estarem aposentadas possuem lítio em sua composição. A explicação vigente até agora era que seus fluxos convectivos internos, que transferem material entre as diversas camadas da estrela, de alguma forma evitam que o lítio seja enviado para “fornalha” estelar. 

A equipe do estudo recente, porém, apresenta uma nova explicação. O lítio destas estrelas viria dos planetas que haviam devorado no passado. Os planetas, assim como as anãs marrons, não queimam seu lítio e podem acumulá-lo livremente; isto é, a não ser que sejam engolidos por suas companheiras.

Ao simular diversos tipos de estrelas, os pesquisadores descobriram que estrelas pequenas, como anãs vermelhas, tinham fluxos convectivos eficientes, capazes de enviar todo o lítio de um planeta para a queima após algumas centenas de milhões de anos. Já para estrelas maiores, semelhantes ao Sol, este processo pode demorar bilhões de anos. Ou seja, o lítio na composição de uma estrela é evidência não apenas de que ela um dia possuiu planetas, mas também os devorou, uma evidência persistente que pode ajudar astrônomos a investigar a evolução de sistemas planetários. Ainda é preciso que o estudo passe por revisão por pares antes de comprovar as descobertas. 

Fonte: Scientific American

Exoplaneta ao redor de estrela de baixa massa pode abrigar vida?

O telescópio Subaru anunciou a descoberta do seu primeiro exoplaneta com o espectrógrafo infravermelho IRD.

© AstroBiology Center (diagrama esquemático do sistema planetário Ross 508)

Este planeta, Ross 508 b, é uma super-Terra com cerca de quatro vezes a massa do nosso planeta e está localizado perto da zona habitável. O planeta pode ser capaz de reter água à superfície e será um alvo importante para futuras observações a fim de verificar a possibilidade de vida em torno de estrelas de baixa massa.

A pesquisa exoplanetária, que fez grandes progressos nos últimos anos desde a descoberta de um planeta gigante em torno de uma estrela semelhante ao nosso Sol, está agora se concentrando nas anãs vermelhas, que têm uma massa inferior à do nosso Sol. As anãs vermelhas, que compreendem três-quartos das estrelas da Via Láctea e existem em grande número nas proximidades do nosso Sistema Solar, são alvos excelentes para encontrar exoplanetas na nossa vizinhança.

A descoberta destes exoplanetas próximos, com observações detalhadas das suas atmosferas e superfícies, permitirá discutir a presença ou ausência de vida em ambientes que são muito diferentes dos do nosso Sistema Solar. No entanto, as anãs vermelhas são muito fracas no visível devido à sua baixa temperatura de superfície de menos de 4.000 graus.

Levantamentos exoplanetários anteriores, usando espectrômetros no visível, apenas descobriram alguns planetas em torno de anãs vermelhas muito próximas, como Proxima Centauri b. 

Em particular, as anãs vermelhas com temperaturas de superfície inferiores a 3.000 graus (anãs vermelhas do tipo tardio) não foram sistematicamente investigadas à procura por planetas. Embora as anãs vermelhas sejam alvos importantes para o estudo da vida no Universo, são difíceis de observar porque são demasiado ténues no visível. 

A fim de resolver as dificuldades envolvidas nas observações espectroscópicas das anãs vermelhas, uma busca planetária envolvendo um espectrógrafo de alta precisão no infravermelho, onde as anãs vermelhas são relativamente brilhantes, era há muito aguardada. 

O Centro de Astrobiologia do Japão desenvolveu com sucesso o instrumento IRD (InfraRed Doppler), o primeiro espectrógrafo infravermelho de alta precisão do mundo para telescópios da classe dos 8 metros. O IRD, montado no telescópio Subaru, pode detectar oscilações minúsculas na velocidade de uma estrela, mais ou menos equivalentes à velocidade a que uma pessoa caminha. 

O IRD-SSP (IRD Subaru Strategic Program), que visa procurar planetas em torno de anãs vermelhas do tipo tardio, começou em 2019. Este é o primeiro levantamento exoplanetário sistemático em torno de anãs vermelhas de tipo tardio e é um projeto internacional que envolve cerca de 100 pesquisadores. Durante os primeiros dois anos, foram realizadas observações de rastreio para encontrar anãs vermelhas "estáveis" com baixo ruído, onde mesmo pequenos planetas podem ser detectados. 

Atualmente, o projeto encontra-se na fase de observação intensiva de cerca de 50 promissoras anãs vermelhas de tipo tardio que foram cuidadosamente selecionadas através do rastreio. O primeiro exoplaneta descoberto pelo IRD-SSP está localizado a cerca de 37 anos-luz da Terra, em torno de uma estrela anã vermelha chamada Ross 508, que tem um-quinto da massa do Sol. 

Este é o primeiro exoplaneta descoberto por uma busca sistemática utilizando um espectrômetro infravermelho. O planeta, Ross 508 b, tem uma massa mínima de apenas cerca de quatro vezes a da Terra. A sua distância média à estrela central é 0,05 vezes a distância Terra-Sol e está localizado na orla interna da zona habitável. 

Curiosamente, é provável que o planeta tenha uma órbita elíptica, caso em que atravessaria para a zona habitável com um período de cerca de 11 dias. Os planetas na zona habitável podem reter água à superfície e podem abrigar vida. O Ross 508 b será um alvo importante para futuras observações a fim de verificar a possibilidade de habitabilidade em planetas em torno de anãs vermelhas. 

As observações espectroscópicas de moléculas e átomos na atmosfera planetária são também importantes, enquanto que os telescópios atuais não podem fotografar o planeta diretamente devido à sua proximidade com a estrela central.

No futuro, será um dos alvos de busca por vida por telescópios da classe dos 30 metros. Até agora, apenas três planetas eram conhecidos por orbitarem tais estrelas de massa muito baixa, incluindo Proxima Centauri b. 

Espera-se que o IRD-SSP continue descobrindo novos planetas. 

Um artigo foi publicado no periódico Publications of the Astronomical Society of Japan.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Nova imagem espetacular da galáxia Cartwheel

O telescópio espacial James Webb da NASA examinou o caos da galáxia Cartwheel, revelando novos detalhes sobre a formação de estrelas e o buraco negro central da galáxia.

© NASA (galáxia Cartwheel)

O poderoso olhar infravermelho do Webb produziu esta imagem detalhada da galáxia Cartwheel e duas galáxias companheiras menores contra um plano de fundo de muitas outras galáxias. 

Esta imagem fornece uma nova visão de como a Galáxia Cartwheel mudou ao longo de bilhões de anos. Ela está localizada a cerca de 500 milhões de anos-luz de distância na constelação do Escultor, é uma visão rara. Sua aparência, muito parecida com a da roda de uma carroça, é resultado de um evento intenso, uma colisão em alta velocidade entre uma grande galáxia espiral e uma galáxia menor não visível nesta imagem.

Colisões de proporções galácticas causam uma cascata de eventos diferentes e menores entre as galáxias envolvidas; a galáxia Cartwheel não é exceção. A colisão afetou principalmente a forma e a estrutura da galáxia. A galáxia ostenta dois anéis, um anel interno brilhante e um anel colorido circundante. Estes dois anéis se expandem para fora do centro da colisão, como ondulações em um lago depois que uma pedra é atirada nele.

Por causa destas características distintas, é definida como “galáxia em anel”, uma estrutura menos comum do que galáxias espirais como a nossa Via Láctea. O núcleo brilhante contém uma tremenda quantidade de poeira quente, sendo as áreas mais brilhantes o lar de gigantescos aglomerados de estrelas jovens. Por outro lado, o anel externo, que se expandiu por cerca de 440 milhões de anos, é dominado pela formação de estrelas e supernovas.

À medida que este anel se expande, ele penetra no gás circundante e desencadeia a formação de estrelas. Outros telescópios, incluindo o telescópio espacial Hubble, já examinaram a galáxia Cartwheel. Mas a dramática galáxia está envolta em mistério, talvez literalmente, dada a quantidade de poeira que obscurece a visão. O Webb, com sua capacidade de detectar luz infravermelha, agora revela novas percepções sobre a natureza da galáxia. 

A Near-Infrared Camera (NIRCam), o principal gerador de imagens do Webb, olha na faixa do infravermelho próximo de 0,6 a 5 mícrons, vendo comprimentos de onda cruciais de luz que podem revelar ainda mais estrelas do que as observadas na luz visível. Isto ocorre porque estrelas jovens, muitas das quais estão se formando no anel externo, são menos obscurecidas pela presença de poeira quando observadas na luz infravermelha.

Nesta imagem, os dados da NIRCam são coloridos em azul, laranja e amarelo. A galáxia exibe muitos pontos azuis individuais, que são estrelas individuais ou bolsões de formação estelar. A NIRCam também revela a diferença entre a distribuição ou forma suave das populações estelares mais antigas e a poeira densa no núcleo em comparação com as formas aglomeradas associadas às populações estelares mais jovens fora dele.

Aprender detalhes mais sutis sobre a poeira que habita a galáxia, no entanto, requer o Mid-Infrared Instrument (MIRI) da Webb. Ele revela regiões dentro da galáxia Cartwheel ricas em hidrocarbonetos e outros compostos químicos, bem como poeira de silicato, como grande parte da poeira da Terra. Estas regiões formam uma série de raios em espiral que formam essencialmente o esqueleto da galáxia. Estes raios são evidentes em observações anteriores do Hubble divulgadas em 2018, mas se tornam muito mais proeminentes através do Webb.

As observações de Webb ressaltam que a galáxia Cartwheel está em um estágio muito transitório. A galáxia, que presumivelmente era uma galáxia espiral normal como a Via Láctea antes de sua colisão, continuará se transformando. Enquanto o Webb nos dá um instantâneo do estado atual da galáxia Cartwheel, ele também fornece informações sobre o que aconteceu com esta galáxia no passado e como ela evoluirá no futuro. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Estudo fornece um olhar mais detalhado sobre os buracos negros

Pensa-se que os buracos negros supermassivos residem no centro de quase todas as galáxias grandes.

© NASA (ilustração de buraco negro obscurecido por anel de poeira e gás)

Estes objetos espaciais devoram gás, poeira e estrelas. Podem até tornar-se mais massivos do que algumas pequenas galáxias. Sabendo o ritmo a que um buraco negro se alimenta, a sua massa e a quantidade de radiação nas proximidades, os pesquisadores podem determinar quando alguns buracos negros sofreram os seus maiores surtos de crescimento. Esta informação, por sua vez, pode contar-lhes mais sobre a história do Universo. 

À medida que avanços como as novas imagens captadas pelo telescópio espacial James Webb ajudam os cientistas a compreender algumas das forças mais poderosas do Universo, um estudo separado pela Universidade de Dartmouth está esclarecendo o mistério dos buracos negros supermassivos em fase de crescimento rápido, conhecidos como núcleos galácticos ativos (NGAs).

A luz que vem de perto dos buracos negros supermassivos pode ter cores diferentes. Podem também variar em luminosidade e assinaturas espectrais. Até recentemente, os pesquisadores acreditavam que as diferenças dependiam do ângulo de visão e do quanto um buraco negro era obscurecido pelo seu "toro", um anel de gás e poeira em forma de donut que geralmente rodeia núcleos galácticos ativos. 

Mas os estudos técnicos estão desafiando este modelo. Os cientistas descobriram que os buracos negros têm um aspeto diferente porque se encontram, na realidade, em fases separadas do ciclo de vida. O novo estudo de Dartmouth descobriu que a quantidade de poeira e gás em torno de um buraco negro supermassivo está diretamente relacionada com o seu crescimento ativo. Quando um buraco negro está se alimentando a um ritmo elevado, a energia sopra poeira e gás para longe. Como resultado, é mais provável que fique desobstruído e pareça mais brilhante.

A pesquisa fornece algumas das provas mais fortes de que existem diferenças fundamentais entre os buracos negros supermassivos com diferentes assinaturas de luz, e que estas diferenças não podem ser explicadas apenas pelo fato de a observação se efetuar através ou em torno do toro de um NGA. Isto apoia a ideia de que as estruturas do toro, ao redor dos buracos negros, não são todas iguais. Existe uma relação entre a estrutura e a forma como esta está crescendo. 

A descoberta de que o ritmo de alimentação, e não o ângulo de visão, é o que determina as assinaturas de luz dos buracos negros supermassivos provém de uma análise de uma década de NGAs próximos por uma colaboração internacional usando o Swift-BAT, um telescópio de raios X de alta energia da NASA. 

Para o estudo foi desenvolvido uma técnica computacional para avaliar o efeito da matéria obscurecida sobre as propriedades observadas dos buracos negros. O estudo mostra definitivamente a necessidade de rever a teoria dominante dos NGAs que caracteriza um NGA obscurecido e desobstruído como semelhante, apesar de parecer diferente devido ao ângulo de visão.

A resposta ao mistério espacial incômodo deverá permitir com que os cientistas criem modelos mais precisos da evolução do Universo e de como os buracos negros se desenvolvem. Uma das maiores questões deste campo é saber de onde vêm os buracos negros supermassivos. Esta pesquisa fornece uma peça crítica que pode ajudar a responder a esta pergunta.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Dartmouth College

Telescópios ajudam a descobrir as origens de GRBs náufragos

Uma série de explosões de raios gama (GRB - gamma-ray burst) aparecem como flashes solitários altamente energéticos longe de qualquer local galáctico óbvio, levantando questões sobre as suas verdadeiras origens e distâncias.

© NOIRLab (fusão de duas estrelas de nêutrons gerando GRB)

Utilizando dados de alguns dos telescópios mais poderosos da Terra e no espaço, incluindo o Observatório W. M. Keck, o Gemini North em Maunakea, Havaí e o telescópio Gemini South no Chile, os astrônomos podem finalmente ter encontrado as suas verdadeiras origens, uma população de galáxias distantes a quase 10 bilhões de anos-luz de distância.

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu que certos GRBs curtos não tiveram origem como náufragos na vastidão do espaço intergaláctico, tal como inicialmente apareceram. Um estudo mais profundo, recorrendo a vários observatórios, descobriu ao invés que estes GRBs isolados ocorreram em galáxias notavelmente distantes.

Esta descoberta sugere que os GRBs curtos, que se formam durante as colisões de estrelas de nêutrons, podem ter sido mais comuns no passado do que o esperado. Dado que as fusões de estrelas de nêutrons formam elementos pesados, incluindo ouro e platina, o Universo pode ter sido semeado com metais preciosos mais cedo do que se esperava também. 

Outros observatórios envolvidos nesta pesquisa incluem o telescópio espacial Hubble, o LDT (Lowell Discovery Telescope) no Arizona, o GTC (Gran Telescopio Canarias) na Espanha e o VLT (Very Large Telescope) do ESO no Chile. 

Os pesquisadores começaram a sua busca analisando dados de 120 GRBs captados por dois instrumentos a bordo do Observatório Neil Gehrels Swift da NASA: o BAT (Burst Alert Telescope), que sinalizou que tinha sido detectada uma explosão; e o XRT (X-ray Telescope), que identificou a localização geral do brilho de raios X do GRB. 

Estudos adicionais do seu brilho remanescente, feitos com o Observatório Lowell, identificaram com maior precisão a localização dos GRBs. Os estudos posteriores descobriram que 43 dos GRBs curtos não estavam associados a nenhuma galáxia conhecida e apareceram no espaço comparativamente vazio entre as galáxias. 

Uma hipótese deste isolamento era que as estrelas de nêutrons progenitoras se formaram como um par binário dentro de uma galáxia distante, entraram à deriva no espaço intergaláctico e eventualmente se fundiram bilhões de anos mais tarde. A outra hipótese era que as estrelas de nêutrons se fundiram a muitos bilhões de anos-luz de distância nas suas galáxias hospedeiras, que agora aparecem extremamente fracas devido à sua vasta distância da Terra. Os astrônomos acham que este segundo cenário era o mais plausível para explicar uma grande fração de eventos sem galáxia hospedeira.

Este resultado pode ajudar os astrônomos a melhor compreender a evolução química do Universo. A fusão de estrelas de nêutrons desencadeia uma série de reações nucleares em cascata que são necessárias para produzir metais pesados, como ouro, platina e tório. A redução da escala de tempo cósmico na fusão de estrelas de nêutrons significa que o jovem Universo era muito mais rico em elementos pesados do que se pensava anteriormente.

O estudo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Gemini Observatory

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