Olhando para dentro de uma estrela de nêutrons

As oscilações nas estrelas de nêutrons binárias, antes de se fundirem, podem ter grandes implicações para as informações que os cientistas recolhem a partir da detecção de ondas gravitacionais.

© NASA (ilustração da fusão de duas estrelas de nêutrons)

Pesquisadores da Universidade de Birmingham demonstraram a forma como estas vibrações únicas, provocadas pelas interações entre os campos de maré das duas estrelas à medida que se aproximam, afetam as observações das ondas gravitacionais. 

A tomada em consideração destes movimentos poderá fazer uma enorme diferença na nossa compreensão dos dados obtidos pelos instrumentos Advanced LIGO e Virgo, construídos para detectar ondas gravitacionais produzidas pela fusão de buracos negros e estrelas de nêutrons. Os pesquisadores pretendem ter um novo modelo pronto para a próxima campanha de observação do Advanced Ligo e modelos ainda mais avançados para a próxima geração de instrumentos do Advanced Ligo, chamada A+, que deverão começar a sua primeira campanha de observação em 2025. 

Desde que as primeiras ondas gravitacionais foram detectadas pela Colaboração Científica LIGO e pela Colaboração Virgo em 2016, os cientistas têm-se concentrado em fazer avançar a sua compreensão das colisões massivas que produzem estes sinais, incluindo a física de uma estrela de nêutrons a densidades supra nucleares. 

Os cientistas conseguem agora obter muitas informações cruciais sobre as estrelas de nêutrons a partir das últimas detecções de ondas gravitacionais. Detalhes como a relação entre a massa da estrela e o seu raio, por exemplo, fornecem uma visão crucial da física fundamental por detrás das destas estrelas. Se estes efeitos adicionais forem negligenciados, a compreensão da estrutura das estrelas de nêutrons como um todo pode tornar-se profundamente enviesada. 

Estes aperfeiçoamentos são realmente importantes. Dentro de estrelas de nêutrons individuais podemos começar a compreender o que se passa no interior do núcleo da estrela, onde a matéria existe a temperaturas e densidades que não podemos replicar em experiências laboratoriais. A este ponto, podemos começar a ver átomos interagindo uns com os outros de formas que ainda não vimos, o que pode exigir novas leis da física. 

Os aperfeiçoamentos concebidos pela equipe representam a última contribuição da Universidade de Birmingham para o programa Advanced LIGO. Os pesquisadores têm estado profundamente envolvidos na concepção e desenvolvimento dos detectores desde as primeiras fases do programa.

O estudo foi publicado num artigo do periódico Physical Review Letters. 

Fonte: University of Birmingham

Destroço estelar como fonte de partículas cósmicas extremas

Os astrônomos há muito que procuram os locais de lançamento de alguns dos prótons mais energéticos da Via Láctea.

© NASA / Fermi (fontes emitindo raios gama)

Esta sequência compara os resultados do Fermi em três gamas de energia. O pulsar J2229+6114 é a fonte brilhante no topo, a ponta norte do remanescente da supernova G106.3+2.7 (delineado em verde). Em cada gama de energia, a sequência mostra primeiro o número de raios gama e depois as quantidades em excesso em comparação com as expectativas de um modelo de fundo. Cores mais brilhantes indicam números maiores de raios gama ou quantidades em excesso. Nas energias mais elevadas, surge uma nova fonte de raios gama, produzida quando os prótons acelerados pela onda de choque da supernova atingem uma nuvem de gás próxima.

Agora, um estudo utilizando 12 anos de dados do telescópio espacial Fermi da NASA confirma um remanescente de supernova que é exatamente um destes locais. O Fermi mostrou que as ondas de choque de estrelas que explodiram impulsionam as partículas a velocidades comparáveis às da luz.

Chamados raios cósmicos, estas partículas assumem principalmente a forma de prótons, mas podem incluir elétrons e núcleos atômicos. Dado que transportam uma carga elétrica, os seus percursos tornam-se confusos à medida que atravessam o campo magnético da nossa Galáxia. 

Uma vez que já não podemos dizer de que direção tiveram origem, isto mascara o seu local de nascimento. Mas quando estas partículas colidem com gás interestelar perto do remanescente de supernova, produzem um brilho em raios gama, a forma mais energética de luz que existe.

Os teóricos pensam que os prótons mais energéticos dos raios cósmicos na Via Láctea atingem 1x10^15 eV (quatrilhões de elétrons-volt). A natureza precisa das fontes PeVatrons, tem sido difícil de localizar. Presas por campos magnéticos caóticos, as partículas atravessam repetidamente a onda de choque da supernova, ganhando velocidade e energia com cada passagem. Eventualmente, o remanescente já não consegue segurá-las e deslocam-se velozmente para o espaço interestelar. Aceleradas até cerca de 10 vezes a energia reunida pelo acelerador de partículas mais poderoso do mundo, o LHC (Large Hadron Collider), os prótons PeV estão à beira de escapar por completo da Via Láctea.

Os astrônomos identificaram alguns PeVatrons suspeitos, incluindo um no centro da nossa Galáxia. Naturalmente, os remanescentes de supernova encabeçam a lista de candidatos. No entanto, dos cerca de 300 remanescentes conhecidos, apenas alguns foram encontrados emitindo raios gama com energias suficientemente elevadas.

O remanescente da supernova G106.3+2.7, é uma nuvem em forma de cometa localizada a cerca de 2.600 anos-luz de distância na direção da constelação de Cefeu. Um pulsar brilhante cobre a extremidade norte do remanescente de supernova e os astrônomos pensam que ambos os objetos se formaram na mesma explosão. 

O LAT (Large Area Telescope) do Fermi, o seu instrumento primário, detectou raios gama na faixa de energias GeV (bilhões de elétrons-volt) oriundos da cauda estendida do remanescente. Para comparação, a energia da luz visível mede entre 2 e 3 elétrons-volt). O VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) no Observatório Fred Lawrence Whipple registou raios gama ainda mais energéticos da mesma região. E tanto o HAWC (High-Altitude Water Cherenkov Gamma-Ray Observatory) no México como a Tibet AS-Gamma Experiment na China detectaram fótons com energias de 100 TeV (100 trilhões de elétrons-volt) da área estudada pelo Fermi e pelo VERITAS.

O pulsar, J2229+6114, emite os seus próprios raios gama num feixe parecido ao de um farol enquanto gira, e este brilho domina a região a energias de alguns GeV. A maior parte desta emissão ocorre na primeira metade da rotação do pulsar. A equipe efetivamente desligou o pulsar ao analisar apenas os raios gama que chegam da última parte do ciclo. Abaixo dos 10 GeV, não há emissão significativa da cauda do remanescente. Acima desta energia, a interferência do pulsar é insignificante e a fonte adicional torna-se facilmente aparente. 

A análise detalhada da equipe favorece esmagadoramente os prótons PeV como as partículas que conduzem esta emissão de raios gama. Até agora, o G106.3+2.7 é único, mas pode revelar-se o membro mais brilhante de uma nova população de remanescentes de supernova que emitem raios gama e que atingem energias na faixa dos TeV. Fontes adicionais poderão ser reveladas através de observações futuras pelo Fermi e por observatórios de raios gama em energias muito altas.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters. 

Fonte: Goddard Space Flight Center

Descoberta lua em torno do asteroide Polimela

Até antes do seu lançamento, a missão Lucy da NASA já estava a caminho de bater recordes ao visitar mais asteroides do que qualquer outra missão anterior.

© GSFC (ilustração do asteroide Polimela)

Agora, após uma surpresa resultante de uma longa campanha de observação, a missão pode acrescentar mais um asteroide à lista. 

No dia 27 de março, a equipe da Lucy descobriu que o menor dos alvos troianos da missão, o asteroide Polimela, tem um satélite. Neste dia, esperava-se que Polimela passasse em frente de uma estrela, permitindo a observação da estrela piscando quando a bloqueava brevemente, ou ocultava. 

Ao espalhar 26 equipes de astrônomos profissionais e amadores pelo percurso onde a ocultação seria visível, a equipe da Lucy planejou medir a localização, tamanho e forma de Polimela com uma precisão sem precedentes, enquanto era delineada pela estrela por detrás. 

Estas campanhas de ocultação têm sido enormemente bem-sucedidas, fornecendo informações valiosas à missão sobre os seus alvos, mas neste dia houve um bônus especial. Notou-se na análise dos dados que duas das observações não eram como as outras, que detectaram um objeto a cerca de 200 km do asteroide Polimela.

Utilizando os dados da ocultação, a equipe avaliou que este satélite tem aproximadamente 5 km em diâmetro, em órbita de Polimela, que por sua vez tem mais ou menos 27 km ao longo do seu eixo maior. A distância observada entre os dois corpos era de cerca de 200 km. No momento da observação, Polimela estava a 770 milhões de quilômetros da Terra.

Seguindo as convenções de nomenclatura planetária, o satélite não receberá um nome oficial até que a equipe possa determinar a sua órbita. Como o satélite está demasiado próximo de Polimela para ser visto claramente por telescópios terrestres ou em órbita, sem a ajuda de uma estrela fortuitamente posicionada, esta determinação terá de esperar até futuras tentativas de ocultação ocorram ou até que a sonda Lucy se aproxime do asteroide em 2027.

Os asteroides contêm pistas vitais para decifrar a história do Sistema Solar, talvez até as origens da vida, e a resolução destes mistérios é de grande prioridade para a NASA. A equipe da Lucy planejou originalmente visitar um asteroide do cinturão principal e seis asteroides troianos, uma população anteriormente inexplorada de asteroides que lideram e que seguem a órbita de Júpiter em torno do Sol. 

Em janeiro de 2021, a equipe usou o telescópio espacial Hubble para descobrir que um dos asteroides troianos, Euribates, tem um pequeno satélite. Agora, com este novo satélite, a Lucy está a caminho de visitar nove asteroides nesta incrível viagem de 12 anos.

Fonte: Southwest Research Institute

Telescópio fotografa uma espetacular dança cósmica

O Very Large Telescope (VLT) do ESO observou o resultado de uma colisão cósmica, a galáxia NGC 7727.

© ESO / VLT (NGC 7727)

Esta gigante nasceu da fusão de duas galáxias, um evento que começou há cerca de um bilhão de anos. Em seu centro está o par mais próximo de buracos negros supermassivos já encontrados, dois objetos que estão destinados a se unirem em um buraco negro ainda mais massivo. 

As interações galácticas são muito violentas, mas as estrelas individuais geralmente não colidem, pois, em comparação com seus tamanhos, as distâncias entre elas são muito grandes. Em vez disso, as galáxias “dançam” em torno uma da outra, com a gravidade criando forças de maré que mudam drasticamente a forma dos dois parceiros. 

“Caudas” de estrelas, gás e poeira são tecidas em torno das galáxias à medida que elas formam eventualmente uma nova galáxia, dando origem a uma bonita e desordenada forma assimétrica como a que vemos aqui na NGC 7727. 

As consequências deste choque cósmico são muito evidentes nesta imagem da galáxia, obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no VLT. Apesar desta galáxia ter já sido previamente observada com outro telescópio do ESO, esta nova imagem mostra detalhes mais intrincados, tanto no corpo principal da galáxia como nas tênues caudas ao seu redor. Nesta imagem do VLT podemos ver os trilhos emaranhados criados à medida que as duas galáxias vão se fundindo, arrancando estrelas e poeira uma da outra para formar os longos braços que envolvem a NGC 7727. Partes destes braços se encontram salpicadas de estrelas, as quais aparecem como pontos brilhantes azul-lilás na imagem. Também visíveis na imagem estão dois pontos brilhantes no centro da galáxia, outro sinal do seu passado dramático. 

O núcleo da NGC 7727 é ainda composto pelos dois núcleos galácticos originais, cada um com um buraco negro supermassivo. Localizado a cerca de 89 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Aquário, este é o par de buracos negros supermassivos mais próximos de nós. 

Observa-se que os buracos negros em NGC 7727 estão a apenas 1.600 anos-luz de distância no céu e devem se fundir dentro de 250 milhões de anos, um piscar de olhos em tempo astronômico. Quando os buracos negros se fundem, eles criam um buraco negro ainda mais massivo. 

Prevê-se que a procura de pares de buracos negros supermassivos escondidos, como este, dê um grande salto em frente com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, que está previsto começar a operar mais para o final desta década, no deserto chileno do Atacama. Com o ELT, esperamos descobrir muitos mais destes objetos no centro das galáxias.

A nossa Galáxia, a Via Láctea, que também possui um buraco negro supermassivo no seu centro, vai acabar por se fundir com a nossa vizinha próxima, a galáxia de Andrômeda, daqui a bilhões de anos. Talvez a galáxia resultante se pareça com a dança cósmica que vemos na NGC 7727, por isso esta imagem pode nos dar um vislumbre do futuro.

Fonte: ESO

Fusão explosiva captada em comprimentos de onda milimétricos

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os cientistas registaram pela primeira vez radiação milimétrica proveniente de uma explosão provocada pela fusão de uma estrela de nêutrons com outra estrela.

© ESO / M. Weiss (ilustração da fusão de estrela de nêutrons com outra estrela)

A equipe também confirmou este flash de luz como uma das explosões de raios gama de curta duração mais energéticas, deixando para trás dos brilhos remanescentes ultravioleta mais luminosos alguma vez registados. 

 As explosões de raios gama ("gamma-ray burst", ou GRB) são as explosões mais brilhantes e energéticas do Universo, capazes de emitir mais energia numa questão de segundos do que o nosso Sol emitirá durante toda a sua vida. 

A GRB 211106A pertence a uma subclasse de GRBs conhecida como explosões de raios gama de curta duração. Estas explosões são responsáveis pela criação dos elementos mais pesados do Universo, como a platina e o ouro, e resultam da fusão catastrófica de sistemas binários contendo uma estrela de nêutrons. Estas fusões ocorrem devido à radiação de ondas gravitacionais, que removem energia da órbita das estrelas binárias, fazendo com que as estrelas espiralem uma em direção à outra. A explosão resultante é acompanhada por jatos que se movem a uma velocidade próxima da velocidade da luz. Quando um destes jatos aponta na direção da Terra, observamos um curto pulso de raios gama ou um GRB de curta duração. 

Um GRB de curta duração geralmente dura apenas alguns décimos de segundo. Os cientistas procuram então um brilho remanescente, uma emissão de radiação provocada pela interação dos jatos com o gás circundante. Mesmo assim, são difíceis de detectar; apenas meia-dúzia de GRBs de curta duração foram detectados no rádio, e até agora nenhum tinha sido detectado em comprimentos de onda milimétricos.

Os brilhos remanescentes dos GRBs de curta duração são muito luminosos e energéticos. Mas estas explosões ocorrem em galáxias distantes, o que significa que a luz delas proveniente pode ser bastante tênue para os telescópios na Terra. Antes do ALMA, os telescópios milimétricos não eram suficientemente sensíveis para a detecção destes brilhos remanescentes. 

Tendo ocorrido quando o Universo tinha apenas 40% da sua idade atual, a GRB 211106A não é exceção. A luz desta explosão de raios gama de curta duração foi tão fraca que, apesar das primeiras observações de raios X com o Observatório Neil Gehrels Swift da NASA registrarem a explosão, a galáxia hospedeira era indetectável naquele comprimento de onda e não foi possível determinar exatamente a origem da explosão.

Uma quantidade significativa de poeira na área também obscurecia o objeto da detecção em observações ópticas com o telescópio espacial Hubble. Cada comprimento de onda acrescentou uma nova dimensão à compreensão dos cientistas deste GRB, e o milímetro, em particular, foi fundamental para desvendar melhor sobre a explosão. As observações do Hubble revelaram um campo imutável de galáxias. A sensibilidade inigualável do ALMA permitiu identificar com mais precisão a localização do GRB neste campo e acabou por ter origem em outra galáxia tênue, que se encontra mais longe. Isto, por sua vez, significa que esta explosão de raios gama de curta duração é ainda mais poderosa, tornando-a uma das mais luminosas e energéticas de que há registo. 

Com o telescópio espacial James Webb será possível obter um espectro da galáxia hospedeira e conhecer facilmente a distância e, no futuro, também poderá captar os brilhos remanescentes infravermelhos e estudar a sua composição. Com a nova geração do VLA, será possível estudar a estrutura geométrica dos brilhos remanescentes e o combustível de formação estelar encontrado nos seus ambientes hospedeiros com um detalhe sem precedentes.

Os resultados serão publicados numa edição futura do periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

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