Os detritos planetários mais antigos da Via Láctea

Astrônomos, liderados pela Universidade de Warwick, identificaram a estrela mais antiga na nossa Galáxia que está acretando detritos de planetesimais em órbita, um dos mais antigos sistemas planetários rochosos e gelados descobertos na Via Láctea.

© M. Garlick (antigas anãs brancas rodeadas por detritos planetários)

Os seus achados concluem que uma tênue anã branca localizada a 90 anos-luz da Terra, bem como os remanescentes do seu sistema planetário em órbita, têm mais de 10 bilhões de anos. 

O destino da maioria das estrelas, incluindo aquelas como o nosso Sol, é tornarem-se uma anã branca. Uma anã branca é uma estrela que queimou todo o seu combustível e liberou as suas camadas exteriores e está agora sofrendo um processo de encolhimento e arrefecimento. Durante este processo, quaisquer planetas em órbita serão perturbados e, em alguns casos, destruídos, restando os seus detritos que acretam para a superfície da anã branca. 

Para este estudo, os astrônomos modelaram duas anãs brancas incomuns que foram detectadas pelo observatório espacial Gaia da ESA. Ambas as estrelas estão poluídas por detritos planetários, tendo uma delas sido encontrada com um tom azul, enquanto a outra é a mais tênue e vermelha encontrada até à data na nossa vizinhança galáctica. 

Usando dados espectroscópicos e fotométricos do Gaia, do DES (Dark Energy Survey) e do instrumento X-Shooter no ESO para determinar há quanto tempo está arrefecendo, os astrônomos descobriram que a estrela "vermelha" WDJ2147-4035 tem cerca de 10,7 bilhões de anos, dos quais 10,2 bilhões foram passados arrefecendo como uma anã branca. A espectroscopia envolve a análise da luz estelar em diferentes comprimentos de onda, que pode detectar quando os elementos da atmosfera da estrela estão absorvendo luz com cores diferentes e ajuda a determinar quais são estes elementos e em que quantidade.

Ao analisar o espectro de WDJ2147-4035, a equipe encontrou a presença dos metais sódio, lítio, potássio e tentativamente carbono, fazendo desta a anã branca mais antiga, poluída por metais, descoberta até agora. A segunda estrela "azul", WDJ1922+0233, é apenas ligeiramente mais nova que WDJ2147-4035 e foi poluída por detritos planetários de composição semelhante à da crosta continental da Terra.

Os astrônomos concluíram que a cor azul de WDJ1922+0233, apesar da sua fria temperatura superficial, é provocada pela sua incomum atmosfera mista de hélio-hidrogênio. Os detritos encontrados na atmosfera de hélio quase puro e de alta gravidade da estrela vermelha WDJ2147-4035 são de um antigo sistema planetário que sobreviveu à evolução da estrela em anã branca, levando os astrônomos a concluir que este é o mais antigo sistema planetário em torno de uma anã branca descoberta na Via Láctea. 

Estas estrelas poluídas por metais mostram que a Terra não é única, existem por aí outros sistemas planetários com corpos semelhantes à Terra, onde 97% de todas as estrelas se tornarão anãs brancas e são tão omnipresentes no Universo que são muito importantes de compreender, especialmente estas extremamente frias. Formadas a partir das estrelas mais antigas, as anãs brancas frias fornecem informações sobre a formação e evolução dos sistemas planetários em torno das estrelas mais antigas da Via Láctea. Nota-se que estes planetas morreram muito antes mesmo da Terra ter sido formada. 

Os astrônomos também podem utilizar os espectros da estrela para determinar a rapidez com que estes metais afundam no núcleo da estrela, o que lhes permite olhar para trás no tempo e determinar a abundância de cada um destes metais no corpo planetário original. Ao comparar destas abundâncias com corpos astronômicos e material planetário encontrado no nosso próprio Sistema Solar, é possível adivinhar como teriam sido estes planetas antes da estrela morrer e se tornar uma anã branca, mas no caso de WDJ2147-4035, isto provou ser um desafio.

A estrela vermelha WDJ2147-4035 é um mistério, uma vez que os detritos planetários que acretou são muito ricos em lítio e potássio, ao contrário de qualquer objeto conhecido no nosso próprio Sistema Solar. Esta é uma anã branca muito interessante, uma vez que a sua temperatura superficial ultrafria, os metais que a poluem, a sua idade, e o fato de ser magnética, a tornam extremamente rara.

Quando estas estrelas velhas se formaram, há mais de 10 bilhões de anos, o Universo era menos rico em metais do que é agora, uma vez que os metais são formados em estrelas evoluídas e em explosões estelares gigantescas. As duas anãs brancas observadas proporcionam uma janela excitante para a formação planetária num ambiente pobre em metais e rico em gás que era diferente das condições quando o Sistema Solar foi formado.

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

Fonte: University of Warwick

Exoplanetas podem se adaptar ao redor de anãs vermelhas

Na busca por exoplanetas habitáveis, as estrelas anãs vermelhas, também conhecidas como anãs M, são alvos tentadores.

© J. Fohlmeister (ilustração de uma anã vermelha e seu exoplaneta)

Estas estrelas não são apenas extremamente comuns, mas também é mais fácil observar planetas terrestres em suas zonas habitáveis, onde podem potencialmente hospedar água em suas superfícies, do que encontrar mundos rochosos orbitando estrelas como o nosso Sol. 

Mas as anãs M também são incrivelmente voláteis, explodindo qualquer biosfera em seus planetas da zona habitável com radiação de alta energia. No entanto, novas descobertas sugerem que mundos habitáveis orbitando anãs vermelhas podem não ser completamente indefesos contra o clima estelar turbulento de seus sistemas. Os resultados da simulação mostram que explosões estelares repetidas podem construir uma “camada de proteção” de ozônio nestes planetas, oferecendo alguma proteção contra futuras explosões.

Embora os telescópios de hoje não sejam poderosos o suficiente para vislumbrar as atmosferas de mundos rochosos ao redor de estrelas como o nosso Sol, há um pequeno número de planetas orbitando a menor e mais fria das estrelas M que pode propiciar algumas medições atmosféricas. 

As anãs vermelhas são muito menores e mais frias que o Sol, então seus planetas devem orbitar muito mais perto para cair dentro da zona habitável. Isto força estes planetas em um bloqueio de maré, que mantém um lado voltado para as estrelas, enquanto o lado escuro congela.

As anãs M também são muito mais ativas do que as estrelas semelhantes ao Sol. Frequentemente, elas podem lançar partículas em eventos tão energéticos quanto os mais poderosos em toda a história registrada do Sol. É até possível que estas erupções violentas de partículas carregadas conhecidas como ejeções de massa coronal, possam retirar completamente as atmosferas dos planetas. 

Estudos anteriores deixam espaço para esperança, uma vez que as anãs vermelhas tendem a brilhar de seus pólos, o que pode poupar os planetas do pior de suas explosões. E supondo que os planetas ao redor das anãs M possam manter suas atmosferas, as erupções ainda deixariam uma marca em sua composição química. 

Para entender como as erupções podem interferir nas atmosferas de planetas anões potencialmente habitáveis, os pesquisadores criaram um modelo de computador de tal planeta e o submeteram a erupções simuladas. Os resultados mostraram que as chamas podem aumentar a quantidade de ozônio bloqueador de UV na atmosfera em 20 vezes.

Nas simulações, esta camada de proteção corta a radiação UV subsequentes em 85%, embora mesmo o índice UV reduzido de 55 ainda seja alto para os padrões terrestres (os índices UV típicos na Terra variam de 0 a 10).  Para simplificar as coisas, as simulações assumem que o planeta começa com uma atmosfera semelhante à da Terra cheia de oxigênio; sendo que a Terra não tinha uma atmosfera tão rica em oxigênio até que a vida já estivesse bem estabelecida.

As ejeções de massa coronal nas simulações também acumularam óxido nitroso na atmosfera. Este gás, assim como o ozônio, é considerado um possível indicador de vida. À medida que os astrônomos procuram estes sinais de vida em atmosferas de exoplanetas, é necessário saber qual é a probabilidade de que eles possam ser produzidos por processos abióticos, como explosões estelares. Simulações como esta podem ajudar a fornecer esta informação. A detecção de vida fora do Sistema Solar, se acontecer algum dia, será provavelmente o resultado mais importante em todo o campo de exoplanetas.

Os resultados serão publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Fonte: Sky & Telescope

A forma e a orientação do plasma em torno de buraco negro

Cygnus X-1, descoberto em 1964, foi o primeiro objeto cósmico alguma vez identificado como contendo um buraco negro.

© J. Paice (ilustração do sistema Cygnus X-1)

Agora, telescópios da NASA juntaram-se para revelar novos detalhes sobre a configuração da matéria quente em torno deste famoso buraco negro. 

Num novo estudo, os astrônomos que utilizam os dados da missão IXPE (Imaging X-Ray Polarimetry Explorer) da NASA descobriram que o fluxo de matéria em direção ao disco do buraco negro encontra-se mais de lado do que se pensava anteriormente, o que significa que a orla do disco estará mais apontada em direção à Terra do que se esperava.

O IXPE, uma colaboração internacional entre a NASA e a Agência Espacial Italiana, possui a capacidade especial de olhar para a polarização dos raios X. A polarização é uma propriedade da luz que nos diz mais sobre os campos elétricos e magnéticos interligados que compõem todos os comprimentos de onda da luz. A orientação e organização destes campos fornece informações valiosas sobre objetos extremos como Cygnus X-1, tais como a forma como as partículas são aceleradas à sua volta. 

Uma das fontes de raios X mais brilhantes da nossa Galáxia, Cygnus X-1 contém um buraco negro com 21 vezes a massa do Sol. O buraco negro está em órbita com uma estrela companheira que tem o equivalente em massa a 41 sóis. A matéria é aquecida a milhões de graus à medida que é atraída para o buraco negro. Esta matéria quente brilha em raios X. 

Os pesquisadores estão usando medições da polarização destes raios X para testar e refinar modelos que descrevem como os buracos negros engolem a matéria, tornando-se algumas das fontes de luz mais luminosas, incluindo raios X, no Universo. 

Observações anteriores, em raios X, de buracos negros apenas mediram a direção de chegada, a hora de chegada e a energia dos raios X a partir do plasma quente que espirala em direção aos buracos negros. O IXPE também mede a sua polarização linear, que transporta informação sobre como os raios X foram emitidos; e se, e para onde, dispersam o material perto do buraco negro.

Os cientistas observaram que uma melhor compreensão da geometria do plasma em torno de um buraco negro pode revelar mais sobre o funcionamento interno dos buracos negros e da forma como acretam massa. Estes novos conhecimentos vão permitir melhores estudos, em raios X, de como a gravidade curva o espaço e o tempo perto dos buracos negros. O horizonte de eventos de um buraco negro é o limite para além do qual nenhuma luz, nem mesmo os raios X, conseguem escapar. 

Os raios X detectados com o IXPE são emitidos pela matéria quente, ou plasma, numa região com 2.000 km de diâmetro ao redor do horizonte de eventos com 60 quilômetros de diâmetro do buraco negro.

O IXPE observou Cygnus X-1 de 15 a 21 de maio de 2022. A combinação dos dados do IXPE com observações simultâneas dos observatórios NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) e NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA em maio e junho de 2022 permitiu restringir a geometria, ou seja, a forma e localização do plasma.

Os pesquisadores descobriram que o plasma estende-se perpendicularmente a um fluxo com dois lados, em forma de lápis, ou jato, visto em observações rádio anteriores. O alinhamento da direção da polarização dos raios X e do jato apoia fortemente a hipótese de que os processos na região brilhante perto do buraco negro desempenham um papel crucial no lançamento do jato. As observações correspondem a modelos que preveem que o anel de plasma quente, denominado coroa", ou compacta o disco de matéria que espirala para o buraco negro ou substitui a porção interna deste disco. Os novos dados de polarização excluem modelos em que a coroa do buraco negro é uma coluna ou cone estreito de plasma ao longo do eixo do jato. 

Um artigo sobre este estudo foi publicado na revista Science. 

Fonte: Washington University

O buraco negro mais próximo da Terra

Os astrônomos que utilizam o Observatório Gemini, operado pelo NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), descobriram o buraco negro mais próximo da Terra.

© NOIRLab (buraco negro e sua estrela companheira)

Esta é a primeira detecção inequívoca de um buraco negro de massa estelar dormente na Via Láctea. A sua proximidade da Terra fornece um intrigante alvo de estudo para o avanço da nossa compreensão da evolução dos sistemas binários. 

Os buracos negros são os objetos mais extremos do Universo. As versões supermassivas destes objetos inimaginavelmente densos residem provavelmente nos centros de todas as grandes galáxias. Os buracos negros de massa estelar, que têm aproximadamente entre cinco a 100 vezes a massa do Sol, são muito mais comuns, com uma estimativa de 100 milhões só na Via Láctea. No entanto, apenas um punhado foi confirmado até à data e quase todos eles são "ativos", o que significa que brilham em raios X à medida que consomem material de uma companheira estelar próxima, ao contrário dos buracos negros adormecidos que não o fazem.

O buraco negro mais próximo da Terra, é denominado Gaia BH1. Este buraco negro inativo é cerca de 10 vezes mais massivo do que o Sol e está localizado a cerca de 1.600 anos-luz de distância na direção da constelação de Ofiúco, tornando-o três vezes mais próximo da Terra do que o anterior detentor do recorde, um binário de raios X na direção da constelação de Unicórnio. 

A nova descoberta foi possível através de observações requintadas do movimento da companheira do buraco negro, uma estrela parecida com o Sol que orbita o buraco negro aproximadamente à mesma distância que a Terra orbita o Sol.

Embora existam provavelmente milhões de buracos negros de massa estelar vagando pela Via Láctea, os poucos que foram detectados foram descobertos devido às suas interações energéticas com uma estrela companheira. À medida que o material de uma estrela próxima espirala em direção ao buraco negro, torna-se sobreaquecido e gera poderosos raios X e jatos de material. 

A equipe identificou originalmente o sistema como potencialmente anfitrião de um buraco negro através da análise de dados da nave espacial Gaia da ESA. O observatório Gaia captou as minúsculas irregularidades no movimento da estrela provocadas pela gravidade de um objeto massivo e invisível. 

Para explorar o sistema com mais detalhe, os astrônomos utilizaram o instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) no Gemini North, que mediu a velocidade da estrela companheira em órbita do buraco negro e forneceu uma medição precisa do seu período orbital. As observações de acompanhamento do Gemini foram cruciais para restringir o movimento orbital e, consequentemente, as massas dos dois componentes do sistema binário, permitindo a identificação do corpo central como um buraco negro cerca de 10 vezes mais massivo do que o nosso Sol. 

Os modelos atuais dos astrônomos sobre a evolução dos sistemas binários têm dificuldade em explicar como a peculiar configuração do sistema Gaia BH1 pode ter surgido. Especificamente, a estrela progenitora que mais tarde se transformou no buraco negro recentemente detectado teria sido pelo menos 20 vezes mais massiva do que o nosso Sol. Isto significa que teria vivido apenas alguns milhões de anos. Se ambas as estrelas se formaram ao mesmo tempo, esta estrela massiva teria se transformado rapidamente numa supergigante, inchando e engolindo a outra estrela antes de esta ter tido tempo de se tornar uma estrela normal de sequência principal, que queima hidrogênio, como o nosso Sol. 

Não é de todo claro como a estrela de massa solar pode ter sobrevivido a este episódio, acabando como uma estrela aparentemente normal, como indicam as observações do binário que abriga o buraco negro. 

Dos modelos teóricos que permitem a sobrevivência, todos preveem que a estrela de massa solar deveria ter acabado numa órbita muito mais íntima do que a atualmente observada. Isto pode indicar que existem importantes lacunas na nossa compreensão de como os buracos negros se formam e evoluem nos sistemas binários e também sugere a existência de uma população ainda não explorada de buracos negros dormentes em binários.

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

Fonte: Gemini Observatory

Uma fórmula de antienvelhecimento para as estrelas

De acordo com um novo estudo de vários sistemas, utilizando o observatório de raios X Chandra da NASA, os planetas podem forçar as suas estrelas hospedeiras a agir mais jovens do que são.

© NASA (ilustração de planeta gigante gasoso orbitando sua estrela)

Esta pode ser a melhor evidência de que alguns planetas aparentemente atrasam o processo de envelhecimento das estrelas que orbitam. Embora a propriedade antienvelhecimento dos Júpiteres quentes (isto é, exoplanetas gigantes gasosos que orbitam uma estrela à distância de Mercúrio, ou até mais perto) já tenha sido vista anteriormente, este resultado é a primeira vez que é sistematicamente documentada, proporcionando o teste mais forte até agora deste fenômeno exótico.

Um Júpiter quente pode potencialmente influenciar a sua estrela hospedeira devido às forças das marés, fazendo com que a estrela gire mais rapidamente do que se não tivesse um planeta assim. Esta rotação mais rápida pode tornar a estrela hospedeira mais ativa e produzir mais raios X, sinais geralmente associados à juventude estelar. No entanto, há muitos fatores que podem determinar a vitalidade de uma estrela. Todas as estrelas abrandam a sua rotação e atividade e sofrem menos erupções à medida que envelhecem.

Dado que é um desafio determinar com precisão as idades da maioria das estrelas, tem sido difícil para os astrônomos identificar se uma estrela é incomumente ativa porque está sendo afetada por um planeta próximo, tornando-a mais jovem do que realmente é, ou porque é de fato jovem. 

O novo estudo abordou este problema através da observação de sistemas binários onde as estrelas estão amplamente separadas, mas apenas uma delas tem um Júpiter quente em órbita. Os astrônomos sabem que as estrelas em sistemas binários formam-se ao mesmo tempo. A separação entre as estrelas é demasiado grande para que se possam influenciar mutuamente ou para que o Júpiter quente possa afetar a outra estrela. Isto significa que podem usar a estrela sem planeta no binário como objeto de controle.

Ao comparar uma estrela, que hospeda um planeta próximo, com a sua gêmea, que não tem um planeta próximo, pode ser estudado as diferenças de comportamento de estrelas com a mesma idade. 

A equipe utilizou a quantidade de raios X para determinar quão "jovem" uma estrela está agindo. Pram procuradas evidências da influência planeta na estrela, estudando quase três dúzias de sistemas em raios X (a amostra final continha 10 sistemas observados pelo Chandra e seis pelo XMM-Newton da ESA, com vários observados por ambos).

Descobriram que as estrelas com Júpiteres quentes tendem a ser mais brilhantes em raios X e, portanto, mais ativas do que as suas estrelas companheiras sem Júpiteres quentes. Em casos anteriores houve algumas pistas muito intrigantes, mas agora nota-se finalmente evidências estatísticas de que alguns planetas estão influenciando as suas estrelas e a mantê-las jovens. 

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Alerta vermelho estelar

Astrônomos desenvolvem um “sistema de alerta” para ajudar a prever explosões de estrelas em supernovas e coordenar telescópios a tempo de observá-las.

© ESO (ilustração de uma supernova)

Um novo estudo analisou o comportamento de estrelas entre 8 e 20 massas solares em seus últimos momentos de vida, a sua fase de supergigante vermelha.

O grupo, composto por pesquisadores da Universidade John Moores, no Reino Unido, e da Universidade de Montpellier, na França, concluiu que estas estrelas, pouco antes de explodir, se tornam 100 vezes menos brilhantes em comprimentos de onda da luz visível. 

Este “alerta” é causado pela acumulação repentina de matéria ao redor da estrela, acarretada pelas mudanças em seu comportamento pré-explosão. Até agora, não se sabia a velocidade com que as estrelas reuniam este material opaco, e agora há possibilidade da primeira simulação da aparência das supergigantes vermelhas obscurecidas.

Dados de arquivo de telescópios que observam o céu continuamente mostram que menos de um ano antes de suas respectivas supernovas, este obscurecimento ainda não estava presente, sua ocorrência é, portanto, extremamente rápida, logo antes da explosão. Este material denso obscurece a estrela quase completamente, tornando-a 100 vezes menos brilhante na parte visível do espectro; significando que, no dia antes da estrela explodir, provavelmente não será possível observá-la.

As explosões estelares, ou supernovas, ocorrem em estrelas com várias vezes a massa do Sol quando estas estão chegando nos últimos estágios de sua evolução. Todas as estrelas são grandes usinas nucleares, utilizando de sua enorme gravidade para esmagar elementos, principalmente o hidrogênio, e realizar fusão entre eles para gerar energia e liberar grandes quantidades de calor. Porém, ao longo de bilhões de anos, conforme este “combustível” se esgota, a estrela é obrigada a fundir elementos maiores, liberando mais energia e promovendo uma expansão: a fase de gigante, ou supergigante, vermelha. Se as estrelas forem massivas o suficiente, elas fundirão elementos até atingir seus limites; ao esgotar o combustível, elas sofrerão uma rápida contração (gerada pela gravidade), seguida de um curto e intenso período de fusão de elementos pesados, que libera enormes quantidades de energia e chega ao fim rapidamente, na forma de enormes explosões.

Estes fenômenos, de grande interesse para a astronomia e astrofísica, geralmente são observados por cientistas logo depois da explosão, quando chamam atenção por seu intenso brilho. Mas, este “sistema de alerta” pode ajudar a realizar observações preliminares. Até agora, só é possível obter observações detalhadas de supernovas apenas horas depois de ocorrerem. Porém, esta previsão possibilita observá-las em tempo real, para apontar os melhores telescópios do mundo em direção a suas estrelas precursoras e vê-las se destroçando diante de nossos olhos. 

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

Fonte: Scientific American

Um impressionante impacto de meteoroide em Marte

O "lander" InSight da NASA registou um sismo marciano de magnitude 4 no dia 24 de dezembro do ano passado, mas só mais tarde foi descoberta a causa deste sismo: o impacto de um meteoroide, estimado como um dos maiores vistos em Marte desde que a NASA começou a explorar o cosmos.

© NASA (cratera na região Amazonis Planitia em Marte)

Além disso, a colisão com a superfície escavou pedaços de gelo do tamanho de pedregulhos mais perto do equador marciano do que alguma vez foi encontrado, uma descoberta com implicações para os planos futuros da NASA de enviar astronautas para o Planeta Vermelho.

Os cientistas determinaram que o sismo resultou do impacto de um meteoroide quando olharam para o antes e depois em imagens da MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA e avistaram uma nova cratera. 

Estima-se que o meteoroide tenha tido entre 5 a 12 metros, suficientemente pequeno para ter ardido na atmosfera terrestre, mas não na fina atmosfera de Marte, que tem apenas 1% da sua densidade. O impacto, numa região chamada Amazonis Planitia, escavou uma cratera com cerca de 150 metros de diâmetro e 21 metros de profundidade. Alguns dos detritos ejetados pelo impacto voaram até 37 quilômetros de distância.

Com imagens e dados sísmicos documentando o evento, pensa-se que esta é uma das maiores crateras cuja formação foi já testemunhada no Sistema Solar. Existem muitas crateras maiores no Planeta Vermelho, mas são significativamente mais velhas e são anteriores a qualquer missão marciana.

O módulo InSight tem visto a sua energia diminuir drasticamente nos últimos meses devido à acumulação de poeira nos seus painéis solares. Espera-se agora que o módulo seja desligado nas próximas seis semanas, pondo fim à ciência da missão.

O InSight está estudando a crosta, o manto e o núcleo do planeta. As ondas sísmicas são fundamentais para a missão e revelaram o tamanho, profundidade e composição das camadas interiores de Marte. Desde que pousou em novembro de 2018, o InSight detectou 1.318 sismos marcianos, incluindo vários provocados por impactos de meteoroides menores. Mas o sismo resultante do impacto de dezembro passado foi o primeiro observado a ter ondas superficiais, uma espécie de onda sísmica que ondula ao longo do topo da crosta de um planeta.

Dois artigos científicos relacionados ao impacto foram publicados na revista Science. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Vestígios de um antigo oceano descobertos em Marte

Um conjunto recentemente divulgado de mapas topográficos fornece novas evidências para um antigo oceano no norte de Marte.

© NASA (Aeolis Dorsa em Marte)

Os mapas oferecem o caso mais forte de que o planeta outrora teve uma subida do nível do mar consistente com um prolongado clima quente e úmido, e não a paisagem dura e gelada que existe hoje em dia.

Isto fornece como era o clima antigo e a sua evolução. Com base nestas descobertas, sabe-se que deve ter havido um período que era suficientemente quente e a atmosfera era suficientemente espessa para suportar tanta água líquida de uma só vez. Há muito que se debate, na comunidade científica, se Marte já teve um oceano no seu hemisfério norte de baixa elevação. 

Usando dados topográficos, os pesquisadores conseguiram mostrar evidências definitivas de uma linha costeira com cerca de 3,5 bilhões de anos com uma acumulação sedimentar substancial, de pelo menos 900 metros de espessura, que cobre centenas de milhares de quilômetros quadrados.

A grande novidade deste estudo foi pensar em Marte em termos da sua estratigrafia e do seu registo sedimentar. Na Terra, traçamos a história dos cursos de água olhando para os sedimentos que se depositam ao longo do tempo, ou seja, a estratigrafia, a ideia de que a água transporta sedimentos e que se podem medir as mudanças na Terra através da compreensão da forma como os sedimentos se acumulam.

A equipe utilizou software desenvolvido pelo USGS (United States Geological Survey) para mapear dados da NASA e do instrumento MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) da sonda Mars Global Surveyor. Descobriram mais de 6.500 quilômetros de cristas fluviais e agruparam-nas em 20 sistemas para mostrar que são provavelmente deltas de rios ou canais submarinos, os remanescentes de uma antiga linha costeira marciana.

Elementos de formações rochosas, tais como espessuras do sistema de cristas, elevações, localizações e possíveis direções de fluxo sedimentar ajudaram na compreensão da evolução da paleogeografia da região. A área que antes era oceânica é agora conhecida como Aeolis Dorsa e contém a mais densa coleção de cristas fluviais do planeta. 

O nível do mar subiu significativamente. As rochas estavam sendo depositadas ao longo das suas bacias a um ritmo acelerado. Havia muitas mudanças acontecendo ali. Na Terra, as antigas bacias sedimentares contêm os registos estratigráficos da evolução do clima e da vida. Se os cientistas quiserem encontrar um registo de vida em Marte, um oceano tão grande como o que outrora cobriu Aeolis Dorsa seria o local mais lógico para começar.

Se houvesse marés no antigo Marte, teriam existido neste local, trazendo suavemente água para dentro e para fora. Este é exatamente o tipo de lugar onde a antiga vida marciana poderia ter evoluído. 

Um estudo futuro na revista Journal of Sedimentary Research mostra que vários afloramentos visitados pelo rover Curiosity eram provavelmente estratos sedimentares de antigas barras de rios. Outro artigo publicado na revista Nature Geoscience aplica uma técnica de imagem acústica, usada para ver estratigrafia sob o fundo do mar do Golfo do México, com um modelo de erosão de uma bacia marciana. 

Os pesquisadores determinaram que os relevos chamados cristas fluviais, encontradas amplamente em Marte, são provavelmente antigos depósitos fluviais erodidos de grandes bacias semelhantes a Aeolis Dorsa.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research: Planets. 

Fonte: Pennsylvania State University

O fantasma de uma estrela gigante

Uma teia de aranha fantasmagórica, dragões mágicos ou rastros de fantasmas? O que você vê nesta imagem do remanescente de supernova da Vela?

© VLT Survey Telescope (remanescente de supernova da Vela)

Esta bela tapeçaria de cores, que foi captada com grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, mostra os restos de uma estrela gigantesca. 

Esta fina estrutura de nuvens rosa e laranja é tudo o que resta de uma estrela massiva que terminou a sua vida numa enorme explosão há cerca de 11 mil anos. Quando as estrelas mais massivas chegam ao fim das suas vidas, geralmente explodem violentamente num evento chamado supernova.

Estas explosões provocam ondas de choque que se deslocam pelo gás circundante, comprimindo-o e criando intricadas estruturas filamentares. A energia liberada aquece os tentáculos gasosos, fazendo-os brilhar intensamente. 

Nesta imagem de 554 milhões de pixels, temos uma vista extremamente detalhada do remanescente da supernova da Vela, assim designada pela sua localização na constelação austral da Vela. Caberiam nove luas cheias nesta imagem e a nuvem completa é ainda maior.

Situado a apenas 800 anos-luz de distância da Terra, este remanescente de supernova é um dos mais próximos que conhecemos. Quando explodiu, as camadas mais exteriores da estrela progenitora foram ejetadas no gás circundante, dando origem a estes filamentos.

O que resta da estrela é apenas uma bola ultradensa na qual os prótons e elétrons são forçados a formar nêutrons, ou seja, uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons do remanescente da Vela, que se encontra ligeiramente fora da imagem no canto superior esquerdo, é um pulsar que gira em seu próprio eixo a uma velocidade incrível de mais de 10 vezes por segundo.

Esta imagem é um mosaico de observações obtidas com a câmara de campo amplo OmegaCAM, montada no VST. A câmara de 268 milhões de pixels pode obter imagens através de vários filtros que deixam passar luz de diferentes cores. Nesta imagem específica do remanescente da Vela foram usados quatro filtros diferentes, representados aqui por uma combinação de magenta, azul, verde e vermelho. O VST pertence ao Instituto Nacional de Astrofísica da Itália, INAF, e com o seu espelho de 2,6 metros é um dos maiores telescópios dedicados ao levantamento do céu noturno no visível. 

Esta imagem é um exemplo de tal levantamento: o VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge). Durante cerca de sete anos, este rastreio mapeou uma área considerável da nossa Galáxia, permitindo aos astrônomos compreender melhor como é que as estrelas se formam, evoluem e eventualmente morrem. 

Fonte: ESO

Estrela anã M parece não ter qualquer atmosfera

Um planeta semelhante à Terra, em órbita de uma anã M, o tipo mais comum de estrela no Universo, parece não ter qualquer atmosfera.

© NASA (atmosfera de planeta sendo dilacerada por estrela)

Esta descoberta poderá provocar uma grande mudança na procura por vida em outros planetas. Dado que as anãs M são tão ubíquas, esta descoberta significa que um grande número de planetas que orbitam estas estrelas podem também carecer de atmosferas e, portanto, é pouco provável que abriguem vida. 

Este planeta orbita a sua estrela duas vezes no decurso de um único dia na Terra. É ligeiramente maior do que a Terra e está muito mais próximo da sua estrela do que a Terra está do Sol, tornando GJ 1252b intensamente quente, bem como inóspito. A pressão da radiação da estrela é imensa, o suficiente para soprar para longe a atmosfera de um planeta. 

A Terra também perde alguma da sua atmosfera com o tempo devido ao Sol, mas as emissões vulcânicas e outros processos cíclicos do carbono tornam a perda quase imperceptível ao ajudar a repor o que se perde. No entanto, numa maior proximidade com uma estrela, um planeta pode não conseguir continuar repondo a quantidade que se perde.

No nosso Sistema Solar, este é o destino de Mercúrio. Mercúrio tem uma atmosfera, mas é extremamente fina, constituída por átomos arrancados da sua superfície pelo Sol. O calor extremo do planeta faz com que estes átomos escapem para o espaço. 

Para determinarem que GJ 1252 b não tinha atmosfera, os astrônomos mediram a radiação infravermelha do planeta à medida que a sua luz era obscurecida durante um eclipse secundário. Este tipo de eclipse ocorre quando um planeta passa atrás de uma estrela e a luz do planeta, bem como a luz refletida da sua estrela, é bloqueada. A radiação revelou que as abrasadoras temperaturas diurnas do planeta atingem 1.228 ºC, quente o suficiente para derreter o ouro, prata e cobre. O calor, juntamente com a suposta baixa pressão superficial, propicia a falta de atmosfera. 

Mesmo com uma enorme quantidade de dióxido de carbono, que aprisiona o calor, os pesquisadores concluíram que GJ 1252b mesmo assim não seria capaz de sustentar uma atmosfera. O planeta poderia ter 700 vezes mais carbono do que a Terra tem, e ainda assim não teria uma atmosfera. 

As estrelas anãs M tendem a ter mais surtos e mais atividade do que o Sol, reduzindo ainda mais a probabilidade de que os planetas que as rodeiam intimamente possam agarrar as suas atmosferas. 

Existem 5.000 estrelas próximas da Terra, a maioria delas anãs M. Mesmo que os planetas que as orbitam possam ser totalmente descartados, ainda existem cerca de 1.000 estrelas semelhantes ao Sol com condições que permitem a habitabilidade exoplanetária.

Se um planeta estiver suficientemente longe de uma anã M, pode potencialmente reter uma atmosfera. Ainda não se pode concluir que todos os planetas rochosos em torno destas estrelas vão ser reduzidos ao destino de Mercúrio. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: University of California

Um mundo "marshmallow" em órbita de uma fria anã vermelha

Usando o telescópio WIYN de 3,5 metros no Observatório Nacional de Kitt Peak, no estado norte-americano do Arizona, os astrônomos observaram um planeta incomum semelhante a Júpiter em torno de uma fria estrela anã vermelha.

© NOIRLab (exoplaneta gigante gasoso em órbita de estrela anã vermelha)

Localizado a aproximadamente 580 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Cocheiro, este planeta, identificado como TOI-3757 b, é o planeta com a menor densidade jamais detectado em torno de uma anã vermelha e estima-se que tenha uma densidade média semelhante à de um marshmallow.

As estrelas anãs vermelhas são os membros menores e tênues das chamadas estrelas da sequência principal; estrelas que convertem hidrogênio em hélio nos seus núcleos a um ritmo constante. Embora "frias" em comparação com estrelas como o nosso Sol, as estrelas anãs vermelhas podem ser extremamente ativas e sofrer erupções poderosas capazes de despojar um planeta da sua atmosfera, tornando este sistema estelar num local aparentemente inóspito para formar um planeta tão delicado.

Os planetas gigantes que orbitam anãs vermelhas têm, tradicionalmente, sido considerados difíceis de formar. Até agora, isto só foi analisado com pequenas amostras de levantamentos Doppler, que tipicamente encontram planetas gigantes mais longe destas estrelas anãs vermelhas. 

Ainda existem mistérios inexplicados acerca de TOI-3757 b, sendo o maior planeta gigante gasoso que se pode formar em torno de uma estrela anã vermelha, e especialmente um planeta de tão baixa densidade. 

Os pesquisadores podem ter uma solução para este mistério. Propõem que a densidade muito baixa de TOI-3757 b pode ser o resultado de dois fatores. O primeiro está relacionado com o núcleo rochoso do planeta; pensa-se que os gigantes de gás começam como núcleos rochosos massivos com cerca de dez vezes a massa da Terra, momento em que rapidamente puxam grandes quantidades de gás vizinho para formar os gigantes de gás que vemos hoje. A estrela hospedeira de TOI-3757 b tem uma menor abundância de elementos pesados em comparação com outras anãs-M que abrigam gigantes gasosos, e isto pode ter resultado na formação mais lenta do núcleo rochoso, atrasando o início da acreção de gás e afetando assim a densidade global do planeta. O segundo fator pode ser a órbita do planeta, que é ligeiramente elíptica. Há momentos em que se aproxima mais da sua estrela do que em outros, resultando num substancial excesso de aquecimento que pode provocar o inchaço da atmosfera do planeta.

O planeta foi inicialmente avistado pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. O TESS analisou o trânsito deste exoplaneta TOI-3757 b em frente da sua estrela, o que permitiu o cálculo do diâmetro do planeta em cerca de 150.000 quilômetros, ou ligeiramente maior do que o de Júpiter. O planeta completa uma órbita em torno da sua estrela hospedeira em apenas 3,5 dias, 25 vezes menos do que o planeta mais próximo do Sol, Mercúrio, que leva cerca de 88 dias para o fazer.

Os astrônomos mediram o movimento aparente da estrela ao longo da nossa linha de visão, também conhecido como a sua velocidade radial. Estas medições forneceram a massa do planeta, que foi calculada como sendo cerca de um-quarto da de Júpiter, ou cerca de 85 vezes a massa da Terra. Sabendo o tamanho e a massa foi possível calcular a densidade média de TOI-3757 b, 0,27 gramas por centímetro cúbico, o que a tornaria inferior a metade da densidade de Saturno (o planeta com a densidade mais baixa do Sistema Solar), cerca de um-quarto da densidade da água (o que significa que flutuaria se colocado numa banheira gigante cheia de água) ou com a densidade semelhante à de um marshmallow. 

Potenciais observações futuras da atmosfera deste planeta, usando o novo telescópio espacial James Webb da NASA, podem ajudar a esclarecer a sua natureza inchada.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory

Os raios cósmicos impulsionam ventos galácticos

Utilizando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), os astrônomos descobriram uma nova e importante pista sobre como as galáxias põem freios aos vigorosos episódios de formação estelar.

© ESO (ilustração de ventos galácticos)

A ilustração mostra os ventos cósmicos (azul e verde) sobreposta a uma imagem, no visível, da galáxia M33 (vermelho e branco) observada com o VST (VLT Survey Telescope) no Observatório Paranal do ESO no Chile.

Um novo estudo da galáxia vizinha M33 indica que os velozes raios cósmicos podem impulsionar ventos que sopram para longe o gás necessário para formar novas estrelas. Tais ventos são responsáveis por abrandar o ritmo de formação estelar à medida que as galáxias evoluem ao longo do tempo. 

No entanto, as ondas de choque de explosões de supernova e de jatos energéticos alimentados por buracos negros supermassivos, provenientes de núcleos galácticos, têm sido considerados os principais impulsionadores destes ventos. 

Pensava-se que os raios cósmicos contribuíam pouco, particularmente em galáxias como M33 que têm regiões de prolífica formação estelar. Temos visto ventos galácticos impulsionados por raios cósmicos na nossa própria Via Láctea e na galáxia de Andrômeda, que têm taxas muito mais fracas de formação estelar, mas ainda não numa galáxia como M33. 

Os astrônomos fizeram detalhadas observações em vários comprimentos de onda de M33 com o VLA, uma galáxia espiral a quase 3 milhões de anos-luz de distância e que faz parte do Grupo Local de galáxias que inclui a Via Láctea. Também utilizaram dados de observações anteriores do VLA, do radiotelescópio de Effelsberg na Alemanha e telescópios de ondas milimétricas, telescópios ópticos e infravermelhos. 

Estrelas muito mais massivas do que o nosso Sol têm vidas mais curtas, acabando por explodir como supernovas. As explosivas ondas de choque podem acelerar as partículas até quase à velocidade da luz, criando raios cósmicos. Uma quantidade suficiente destes raios cósmicos pode construir uma pressão que impulsiona os ventos a afastarem o gás necessário para continuar formando estrelas. As observações VLA indicaram que os raios cósmicos em M33 estão escapando das regiões onde nascem, tornando-os capazes de conduzir ventos mais extensos. 

Com base nas suas observações, os astrônomos concluíram que as numerosas explosões de supernova e remanescentes de supernova nos gigantescos complexos de prolífera formação estelar de M33 tornavam mais prováveis os ventos impulsionados pelos raios cósmicos. Isto significa que os raios cósmicos são provavelmente uma causa mais geral dos ventos galácticos, particularmente em tempos anteriores na história do Universo, quando a formação estelar estava ocorrendo a um ritmo muito mais elevado. Este mecanismo torna-se assim um aspecto mais importante na compreensão da evolução das galáxias ao longo do tempo.

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A estrela de nêutrons mais leve de todos os tempos?

Uma equipe de astrônomos afirma ter medido a estrela de nêutrons mais leve, uma descoberta que pode implicar em nova física, mas uma afirmação tão extraordinária requer provas extraordinárias.

© XMM-Newton / Suzaku (HESS J1731-347)

O objeto em questão é uma estrela de nêutrons bem conhecida no núcleo do remanescente de supernova HESS J1731-347, a mais de 8.000 anos-luz de distância na constelação de Escorpião. 

Depois de reanalisar quase uma década de observações de raios X feitas com os observatórios espaciais XMM-Newton e Suzaku, Victor Doroshenko e colegas da Universidade de Tübingen, Alemanha, concluíram que esta estrela de nêutrons tem apenas 80% da massa do Sol. 

Quando uma estrela envelhecida perde sua batalha contra a gravidade, seu núcleo colapsa, esmagando-se em uma esfera do tamanho de uma cidade. Esta estrela de nêutrons recém-nascida é tão densa que uma única colher de chá trazida para a Terra pesaria 4 bilhões de toneladas. Sua formação desencadeia uma onda de choque que explode as camadas externas da estrela em uma nuvem gasosa, mas o núcleo colapsado ainda deve capturar mais do que a massa de um Sol.

A evidência de uma estrela de nêutrons leve vem da construção de modelos de computador do calor emitido pela superfície e atmosfera de uma estrela de nêutrons e, em seguida, combinando estes modelos com os espectros de raios X. Para fazer isso, os astrônomos fazem algumas suposições: eles argumentam que a estrela de nêutrons irradia uniformemente de sua superfície, aquecendo uma atmosfera baseada em carbono.

Embora a própria estrela de nêutrons seja composta de nêutrons, ela está cercada por uma atmosfera de apenas alguns centímetros de espessura que pode conter núcleos inteiros. Com base nessas suposições, a equipe de Doroshenko reproduz as observações de raios X usando um modelo leve de uma estrela de nêutrons, com entre 0,7 e 1 massa solar e uma circunferência de cerca de 11,25 quilômetros. 

Se for uma estrela de nêutrons, sua massa e seu raio indicam um interior estranho, no qual os nêutrons se desfazem em seus constituintes, ou seja, quarks, ou se transformam em outro estado exótico da matéria.

Observações anteriores de estrelas de nêutrons de alta massa (usando o telescópio de raios X NICER, bem como sinais de ondas gravitacionais) não indicaram tal colapso. Há outra possibilidade intrigante. O objeto poderia ser uma “estrela estranha”, uma estrela feita inteiramente de quarks. Mas a física de fazer uma versão leve de tal estrela é ainda mais complicada do que no caso de estrelas de nêutrons.

A descoberta pode levar a uma nova compreensão de como as estrelas de nêutrons se formam, talvez até uma nova compreensão da física da matéria densa. Os problemas remontam às suposições que a equipe fez ao produzir modelos de estrelas de nêutrons. Talvez haja um campo magnético a ser considerado, ou talvez apenas uma pequena parte da superfície (como seus pólos) irradia, ou sua atmosfera pode ser mais hidrogênio do que carbono. 

Se a equipe quebrar qualquer uma destas suposições, o modelo mais adequado poderá ter uma massa maior. É necessário observações adicionais para fazer medições mais precisas. Sem dúvida, os astrônomos retornarão para revisitar o misterioso objeto neste remanescente de supernova. 

Um artigo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope

Ondas gravitacionais confirmam uma lei prevista por Stephen Hawking

Apesar de sua natureza misteriosa, acredita-se que os buracos negros seguem certas regras simples. Agora, uma das leis mais famosas dos buracos negros, prevista pelo físico Stephen Hawking, foi confirmada com ondas gravitacionais.

© SXS Project (ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros)

De acordo com o teorema da área do buraco negro, desenvolvido por Hawking no início da década de 1970, os buracos negros não podem diminuir em área de superfície ao longo do tempo. O teorema da área fascina os físicos porque reflete uma regra física bem conhecida de que a desordem, ou entropia, não pode diminuir com o tempo. Em vez disso, a entropia aumenta consistentemente. 

A área da superfície de um buraco negro solitário não mudará; afinal, nada pode escapar de seu interior. No entanto, se você jogar algo em um buraco negro, ele ganhará mais massa, aumentando sua área de superfície. Mas o objeto que chega também pode fazer o buraco negro girar, o que diminui a área da superfície. A lei da área diz que o aumento da área de superfície devido à massa adicional sempre superará a diminuição da área de superfície devido ao spin adicionado.

Para testar essa regra de área, os astrofísicos Maximiliano Isi, do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e Will Farr, da Stony Brook University, em Nova York, usaram ondulações no espaço-tempo provocadas por dois buracos negros que espiralaram para dentro e se fundiram em um buraco negro maior.

A área de superfície de um buraco negro é definida por seu horizonte de eventos, o limite interno do qual é impossível escapar. De acordo com o teorema da área, a área do horizonte de eventos do buraco negro recém-formado deve ser pelo menos tão grande quanto as áreas dos horizontes de eventos dos dois buracos negros originais combinados. 

A equipe analisou dados das primeiras ondas gravitacionais, que foram detectadas pelo Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO, em 2015. Os pesquisadores dividiram os dados das ondas gravitacionais em dois segmentos de tempo, antes e depois da fusão, e calcularam as áreas de superfície dos buracos negros em cada período. A área de superfície do buraco negro recém-formado era maior do que a dos dois buracos negros iniciais combinados, mantendo a lei da área com um nível de confiança de 95%. 

O teorema da área é resultado da teoria geral da relatividade de Albert Einstein, que descreve a física dos buracos negros e das ondas gravitacionais. Análises anteriores de ondas gravitacionais concordaram com as previsões da relatividade geral e, portanto, já sugeriram que a lei da área não pode estar totalmente errada. Mas o novo estudo é uma confirmação mais explícita da lei da área. 

Até agora, a teoria da relatividade geral descreve bem os buracos negros. Esta teoria que normalmente se aplica a objetos grandes como buracos negros, ainda possui discrepâncias em relação à mecânica quântica, que descreve pequenas coisas como átomos e partículas subatômicas. Neste reino quântico, coisas estranhas podem acontecer. Por exemplo, os buracos negros podem liberar uma tênue névoa de partículas chamada radiação Hawking, outra ideia desenvolvida por Hawking na década de 1970. Este efeito pode permitir que os buracos negros encolham, violando a lei de área, mas apenas por períodos de tempo extremamente longos, para que não tenha afetado a fusão relativamente rápida de buracos negros que o LIGO observou. 

Os físicos estão procurando uma teoria aprimorada que combine as duas grandes teorias em uma nova e aprimorada teoria da gravidade quântica. Qualquer falha dos buracos negros em obedecer às regras da relatividade geral poderia apontar os físicos na direção certa para encontrar esta nova teoria.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Science News

Descoberto um denso nó cósmico no Universo primitivo

Os astrônomos que olham para o início do Universo fizeram uma descoberta surpreendente utilizando o telescópio espacial James Webb.

© Webb (quasar SDSS J165202.64)

As capacidades espectroscópicas do Webb, combinadas com a sua sensibilidade infravermelha, revelaram um aglomerado de galáxias massivas em processo de formação ao redor de um quasar extremamente vermelho.

O resultado vai expandir a nossa compreensão de como as galáxias no início do Universo se fundiram na teia cósmica que vemos hoje. O quasar em questão, SDSS J165202.64+172852.3, é um quasar "extremamente vermelho" que existe nos primórdios do Universo, há 11,5 bilhões de anos.

Os quasares são um tipo raro e incrivelmente luminoso de núcleo galáctico ativo. Este quasar é um dos mais poderosos núcleos galácticos ativos conhecidos que foi visto a uma distância tão extrema. Os astrônomos tinham especulado que a emissão extrema do quasar poderia causar um "vento galáctico", empurrando gás livre para fora da sua galáxia hospedeira e possivelmente influenciando em muito a sua futura formação estelar.

Um núcleo galáctico ativo é uma região compacta no centro de uma galáxia que emite radiação eletromagnética suficiente para brilhar mais do que todas as estrelas da galáxia. Os núcleos galácticos ativos, incluindo os quasares, são alimentados por gás que cai num buraco negro supermassivo no centro da sua galáxia. Normalmente emitem grandes quantidades de luz em todos os comprimentos de onda, mas este núcleo galáctico é um membro de uma classe invulgarmente vermelha. Para além da sua cor vermelha intrínseca, a luz da galáxia foi desviada ainda mais para o vermelho devido à sua grande distância. Isto fez com que o Webb, tendo uma sensibilidade inigualável em comprimentos de onda infravermelhos, fosse perfeitamente adequado para examinar a galáxia em detalhe.

Para analisar o movimento do gás, da poeira e do material estelar na galáxia, foi utilizado o NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) do telescópio. Este poderoso instrumento pode simultaneamente reunir espectros em todo o campo de visão do telescópio, em vez de apenas um ponto de cada vez, uma técnica conhecida como espectroscopia de campo integral. Isto permitiu-lhes examinar simultaneamente o quasar, a sua galáxia e o ambiente mais amplo. 

A espectroscopia foi fundamental para compreender o movimento dos vários fluxos e ventos que rodeavam o quasar. Os movimentos destes gases afetam a luz que emitem e refletem, fazendo com que esta seja desviada para o vermelho ou desviada para o azul em proporção à sua velocidade e direção. 

A equipe foi capaz de ver e caracterizar este movimento ao rastrear o oxigênio ionizado nos espectros do NIRSpec. Estudos anteriores realizados, entre outros, pelo telescópio espacial Hubble e pelo NIFS (Near-Infrared Integral Field Spectrometer) montado no telescópio Gemini North, chamaram a atenção para os poderosos fluxos do quasar e os astrônomos tinham especulado que a sua galáxia hospedeira poderia estar se fundindo com algum parceiro invisível. Além disso, os dados NIRSpec do Webb indicaram claramente que não estavam apenas olhando para uma galáxia, mas para pelo menos mais três girando à sua volta. 

Graças aos espectros de campo integral, os movimentos de todo este material circundante puderam ser mapeados, resultando na conclusão de que SDSS J165202.64+172852.3 fazia parte de um nó denso de formação galáctica.

Usando as observações de campo integral do NIRSpec, a equipe foi capaz de confirmar três companheiras galácticas deste quasar e mostrar como estão ligadas. Os dados de arquivo do Hubble sugerem que podem haver ainda mais. As imagens do WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble tinham mostrado material alargado em torno do quasar e da sua galáxia, levando à sua seleção para este estudo sobre o fluxo e os efeitos na sua galáxia hospedeira. 

As três galáxias confirmadas orbitam-se umas às outras a velocidades incrivelmente elevadas, uma indicação de que está presente uma grande quantidade de massa. Quando combinadas com a proximidade a que se encontram na região ao redor deste quasar, a equipe pensa que isto marca uma das áreas de formação galáctica mais densa conhecidas no início do Universo.

 Há muito que se suspeita que os quasares são os responsáveis pela redução da formação estelar nas suas galáxias hospedeiras. As presentes observações são apenas as primeiras de um conjunto que irá estudar três quasares com o Webb, cada um em momentos diferentes no passado do Universo. "Separar a luz incrivelmente brilhante de um quasar distante da hospedeira muito mais fraca e das suas companheiras é quase impossível a partir do solo.

Fonte: Johns Hopkins University