A primeira bolha do meio intergaláctico

Recorrendo ao Observatório W. M. Keck em Maunakea, Havaí, astrofísicos descobriram um protoaglomerado de galáxias, no Universo primitivo, rodeado de gás que é surpreendentemente quente.

© Three Hundred Collaboration (vista simulada de um protoaglomerado de galáxias)

A área amarela no centro da imagem representa uma enorme bolha de gás quente que abrange vários milhões de anos-luz. A cor azul indica gás mais frio localizado nas regiões exteriores do protoaglomerado e os filamentos que ligam o gás quente a outras estruturas. Os pontos brancos embutidos na distribuição de gás representa a luz emitida pelas estrelas.

Este gás escaldante engloba uma região que consiste numa coleção gigantesca de galáxias chamada COSTCO-I. Observado quando o Universo era 11 bilhões de anos mais jovem, COSTCO-I data de uma época em que o gás que preenchia a maior parte do espaço fora das galáxias visíveis, chamado meio intergaláctico, era significativamente mais frio. Durante esta era, conhecida como "Meio-Dia Cósmico", as galáxias no Universo encontravam-se no auge da formação estelar; o seu ambiente estável estava repleto do gás frio de que precisavam para se formar e crescer, com temperaturas de cerca de 10.000º C.

Em contraste, o "caldeirão" de gás associado com COSTCO-I parece estar à frente do seu tempo, "cozinhando" num estado quente e complexo; as suas temperaturas assemelham-se ao atual meio intergaláctico, que vai de 100.000 a mais de 10 milhões de graus Celsius, frequentemente chamado "Meio Intergaláctico Morno-Quente" (em inglês, WHIM - Warm-Hot Intergalactic Medium). 

Esta descoberta marca a primeira vez que os astrofísicos identificaram uma área de gás antigo mostrando características do meio intergaláctico dos tempos modernos; é de longe a mais antiga parte conhecida do Universo que ferveu até às temperaturas do atual WHIM. A pesquisa foi liderada por uma equipe do Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo (parte da Universidade de Tóquio).

A equipe observou COSTCO-I quando o Universo tinha apenas um-quarto da sua idade atual. O protoaglomerado de galáxias tem uma massa total de mais de 400 trilhões de vezes a massa do nosso Sol e abrange vários milhões de anos-luz. 

Apesar dos astrónomos estarem agora descobrindo regularmente protoaglomerado de galáxias tão distantes, foi encontrado algo estranho quando foram verificados os espectros ultravioletas que cobrem a região de COSTCO-I utilizando o instrumento LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) do Observatório Keck. 

Normalmente, a grande massa e o tamanho dos protoaglomerado de galáxias lançariam uma sombra quando vistos nos comprimentos de onda específicos do hidrogênio neutro associado ao gás do protoaglomerado. Não foi encontrada tal sombra de absorção na posição de COSTCO-I. 

A ausência de hidrogênio neutro rastreando o protoaglomerado implica que o gás deve estar aquecido a temperaturas de possivelmente milhões de graus, muito acima do estado frio esperado para o meio intergaláctico naquela época distante.

As propriedades e a origem do WHIM continua a ser uma das maiores questões da astrofísica atual. Ser capaz de vislumbrar um dos primeiros locais de aquecimento do WHIM ajudará a revelar os mecanismos que fizeram o gás intergaláctico ferver na espuma atual. Existem algumas possibilidades de como isto pode acontecer, mas pode ser ou devido ao aquecimento do gás quando colide durante o colapso gravitacional, ou devido a gigantescos jatos de rádio que podem estar bombeando energia de buracos negros supermassivos dentro do protoaglomerado. 

O meio intergaláctico serve como reservatório de gás que alimenta matéria-prima às galáxias. O gás quente comporta-se de forma diferente do gás frio, o que determina a facilidade com que podem fluir para as galáxias e assim formar estrelas. Como tal, ter a capacidade de estudar diretamente o crescimento do WHIM no Universo primitivo permite aos astrônomos construir uma imagem coerente da formação das galáxias e do ciclo de vida do gás que as alimenta. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Nebulosa de vento de pulsar de Vela

Há cerca de 10.000 anos, a luz da explosão de uma estrela gigante, na direção da constelação de Vela, chegou à Terra. Esta supernova deixou para trás um objeto denso a que chamamos pulsar, que parece aumentar de brilho regularmente à medida que gira, como um farol cósmico.

© IXPE / Chandra / Hubble (nebulosa de vento de pulsar de Vela)

Da superfície deste pulsar surgem ventos de partículas que viajam perto da velocidade da luz, criando uma mistura caótica de partículas carregadas e campos magnéticos que chocam com o gás circundante. Este fenômeno é chamado de nebulosa de vento de pulsar. Nesta nova imagem, o halo azul claro e difuso corresponde aos primeiros dados de polarização de raios X alguma vez obtidos do remanescente de Vela, que provêm do IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA. Uma linha azulada e tênue, apontando para o canto superior direito, corresponde a um jato de partículas altamente energéticas disparadas do pulsar a cerca de metade da velocidade da luz. Pensa-se que os "arcos" de raios X cor-de-rosa assinalam os cantos das regiões em forma de donut onde o vento de pulsar choca e acelera as partículas altamente energéticas. O próprio pulsar está localizado no círculo branco no centro da imagem. As cores rosa e púrpura correspondem a dados do observatório de raios X Chandra da NASA, que já observou Vela várias vezes. As estrelas douradas em segundo plano foram captadas pelo telescópio espacial Hubble. 

A medição da polarização, que tem a ver com a forma como as ondas eletromagnéticas estão organizadas, fornece uma compreensão sem precedentes de como um objeto cósmico como um pulsar acelera as partículas em altas velocidades. 

Num estudo recente, os cientistas ficaram surpreendidos com o elevado grau de polarização que encontraram nos raios X da nebulosa de vento de pulsar de Vela. A alta polarização significa que os campos eletromagnéticos estão bem organizados; estão alinhados em direções específicas e dependem da sua posição na nebulosa. Além disso, os raios X que o IXPE detecta vêm de elétrons altamente energéticos que espiralam nos campos magnéticos da nebulosa de vento de pulsar, caracterizando a emissão de síncrotron. 

Em contraste com os remanescentes de supernova que têm um invólucro de material à sua volta, a alta polarização dos raios X sugere que os elétrons não foram acelerados pelos choques turbulentos que parecem importantes em outras fontes de raios X. Em vez disso, deve haver algum outro processo envolvido, tal como a reconexão magnética, que envolve a quebra e união de linhas de campo magnético. Esta é uma forma pela qual a energia magnética é convertida em energia de partículas. 

Os dados do IXPE também sugerem que o campo magnético está alinhado como uma estrutura lisa em forma de donut em torno do equador do pulsar. Esta forma está de acordo com as expectativas dos cientistas. Ao mapear com resolução sem precedentes, o IXPE revela o campo magnético na região central, mostrando concordância com os resultados obtidos a partir de imagens na região do rádio da nebulosa exterior. 

O pulsar de Vela, localizado a cerca de 1.000 anos-luz da Terra, tem cerca de 25 quilômetros de diâmetro e gira 11 vezes por segundo, mais depressa do que um rotor de helicóptero. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: NASA

Encontrado elo perdido da água existente no Sistema Solar

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos detectaram vapor de água no disco de formação planetária situado em torno da estrela V883 Orionis.

© ESO / ALMA (disco de formação planetária ao redor da estrela V883 Orionis)

Estas imagens do ALMA do disco que circunda a estrela V883 Orionis mostram a distribuição espacial da água (à esquerda, em laranja), da poeira (no meio, em verde) e do monóxido de carbono (à direita, em azul). Uma vez que a água congela a temperaturas mais elevadas do que o monóxido de carbono, apenas pode ser detectada sob a sua forma gasosa mais perto da estrela. O buraco aparente nas imagens da água e do monóxido de carbono deve-se à emissão brilhante da poeira, que atenua a emissão do gás.

Esta água apresenta uma assinatura química que explica o percurso da água, desde as nuvens de gás onde se formam as estrelas até aos planetas, e apoia a ideia de que a água existente na Terra é ainda mais antiga do que o nosso Sol. 

Esta descoberta foi feita ao estudar a composição da água em V883 Orionis, um disco de formação planetária situado a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra. Quando uma nuvem de gás e poeira colapsa para formar uma estrela no seu centro, forma-se igualmente um disco de material da nuvem em torno da estrela. Ao longo de vários milhões de anos, a matéria deste disco aglomera-se para formar cometas, asteroides e, eventualmente, planetas.

Os astrônomos mediram as assinaturas químicas da água e o seu percurso desde a nuvem de formação estelar até aos planetas. A água é normalmente constituída por um átomo de oxigênio e dois átomos de hidrogênio. Os pesquisadores estudaram uma versão ligeiramente mais pesada da água onde um dos átomos de hidrogênio é substituído por um de deutério, um isótopo pesado do hidrogênio. 

Uma vez que a água simples e a água pesada se formam sob condições diferentes, o seu quociente pode ser usado para traçar quando e onde é que esta água se formou. Por exemplo, este quociente em alguns cometas do Sistema Solar mostrou ser semelhante ao da água na Terra, sugerindo que os cometas poderão ter trazido água para o nosso planeta. A viagem da água desde as nuvens até às estrelas jovens e posteriormente dos cometas aos planetas já foi observada anteriormente, mas até agora faltava o elo entre as jovens estrelas e os cometas.

A composição da água no disco é muito semelhante à dos cometas no nosso Sistema Solar, o que confirma a ideia de que a água nos sistemas planetários se formou há bilhões de anos atrás, antes do Sol, no espaço interestelar e foi herdada tanto pelos cometas como pela Terra, relativamente inalterada. 

Contudo, observar a água revelou-se bastante complicado. A maioria da água existente nos discos de formação planetária encontra-se sob a forma de gelo e, consequentemente, normalmente escondida. O vapor de água pode ser detectado graças à radiação emitida pelas moléculas ao girar e vibrar, mas isso é mais complicado quando a água se encontra congelada, porque o movimento das moléculas é mais restrito. A água sob a forma de gás pode ser encontrada em direção ao centro dos discos, perto da estrela, onde a temperatura é mais elevada. No entanto, estas regiões mais internas encontram-se escondidas no disco propriamente dito, sendo também muito pequenas para poderem ser observadas por telescópios. 

Entretanto, o disco de V883 Orionis mostrou ser quente. Uma enorme quantidade de energia emitida pela estrela aquece o disco até uma temperatura em que a água já não se encontra sob a forma de gelo mas sim gás, o que nos permite detectá-la. A partir destas observações, descobriu-se que este disco contém, pelo menos, 1.200 vezes a quantidade de água que existe em todos os oceanos da Terra. 

No futuro, a equipa espera usar o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO e o seu instrumento de primeira geração, o METIS, que trabalhará no infravermelho médio, para resolver o vapor de água neste tipo de discos, fortalecendo assim o elo do percurso da água desde as nuvens de formação estelar até aos sistemas solares.

Este trabalho foi descrito num artigo intitulado “Deuterium-enriched water ties planet-forming disks to comets and protostars” publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

A erupção de uma estrela de nêutrons análoga aos buracos negros

Uma equipe internacional liderada pelo IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias) encontrou uma estrela de nêutrons que captura matéria de uma estrela companheira através de um processo violento e instável.

© IAC (ilustração de um sistema estelar binário de raios X)

Este mecanismo, anteriormente observado apenas em buracos negros muito brilhantes, mostra que a chamada "instabilidade de acreção" é na realidade um processo físico fundamental. Além disso, esta descoberta abre um novo cenário geral que explica a extrema acreção de matéria em objetos compactos.

Os binários de raios X são sistemas formados por um objeto compacto, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, e uma estrela de tamanho semelhante ao Sol. O objeto compacto engole matéria da estrela companheira através de um disco que emite grandes quantidades de luz, especialmente em raios X. Este processo em que o objeto compacto atrai matéria, conhecido como acreção, ocorre normalmente em erupções violentas durante as quais o sistema se torna até mil vezes mais brilhante. Além disso, parte do material removido que espirala em direção ao objeto compacto no disco é ejetado de volta para o espaço através de ventos ou sob a forma de jatos de matéria.

O binário de raios X conhecido como Swift J1858.6-0814 foi descoberto em 2018 durante um destes espetaculares episódios eruptivos, intrigando a comunidade astronômica desde as primeiras observações. 

O sistema mostrou surtos incríveis durante um ano, emitindo em todos os comprimentos de onda desde o rádio até aos raios X. A origem desta radiação permanecia desconhecida, mas eram tão brilhantes que a comunidade científica pensava que o objeto compacto devia ser um buraco negro. No entanto, a descoberta de explosões termonucleares em 2020 identificou a presença de uma superfície sólida no objeto compacto, confirmando assim que Swift J1858.6-0814 contém uma estrela de nêutrons. 

Foi descoberto que Swift J1858 exibe as mesmas instabilidades exóticas e acrecionárias que GRS 1915+105, um buraco negro que serviu de pedra de Roseta para decifrar o complexo comportamento desta estrela de nêutrons. Estas instabilidades ocorrem em luminosidades muito altas, dando origem a oscilações de grande amplitude do disco de acreção e a fortes ejeções de matéria.

Este resultado foi obtido graças a uma intensa e simultânea campanha de observação em vários comprimentos de onda e com cinco telescópios espaciais e terrestres. Entre estes, encontra-se também o telescópio Liverpool no Observatório Roque de los Muchachos, em La Palma. 

Com vista à observação futura, a recente descoberta fornece à comunidade científica novos ingredientes para compreender a origem das instabilidades acrecionárias.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Oxford

Descobertas galáxias ricas em metais no Universo primitivo

Estudando as primeiras imagens de uma bem conhecida galáxia primitiva, obtidas pelo telescópio espacial James Webb (JWST) da NASA, astrônomos da Universidade de Cornell ficaram intrigados ao ver uma mancha de luz perto da sua orla exterior.

© B. Peng (sistema SPT0418)

Pseudo-imagem de banda estreita, na gama do Hα, do sistema SPT0418. O anel de Einstein e duas fontes recentemente descobertas estão realçadas por um anel vermelho A e duas elipses cinzenta e preta B e C, respetivamente. A galáxia que atua como lente corresponde ao brilho central. O anel de Einstein (A), corresponde à galáxia que já se conhecia desde 2020, SPT0418-47. Pensa-se que as fontes B e C sejam imagens da mesma galáxia companheira, SPT0418-S, também sob o efeito de lente gravitacional.

O foco inicial, e o alvo do observatório infravermelho, era SPT0418-47, uma das galáxias poeirentas e formadoras de estrelas mais brilhantes do Universo primitivo, cuja distante luz foi curvada e ampliada, graças à gravidade de uma galáxia em primeiro plano, num círculo chamado anel de Einstein. Mas uma análise mais profunda dos primeiros dados do JWST, divulgados no ano passado, produziu uma descoberta fortuita: uma galáxia companheira anteriormente escondida atrás da luz da galáxia em primeiro plano, uma que surpreendentemente parece já ter acolhido várias gerações de estrelas apesar da sua jovem idade, estimada em 1,4 bilhões de anos.

Imagens anteriores do mesmo anel de Einstein, captadas pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no Chile, continham pistas da companheira claramente resolvida pelo JWST, mas não podiam ser interpretadas como algo mais do que ruído aleatório. Investigando dados espectrais incorporados em cada pixel de imagens do instrumento NIRSpec do Webb, foi identificado uma segunda nova fonte de luz dentro do anel. As duas novas fontes eram as imagens de uma nova galáxia sofrendo efeito de lente gravitacional pela mesma galáxia em primeiro plano, responsável pela criação do anel, embora fosse 8 a 16 vezes mais tênue. 

Uma análise mais aprofundada da composição química da luz confirmou que fortes linhas de emissão de átomos de hidrogênio, nitrogênio e enxofre apresentavam desvios para o vermelho semelhantes - uma medida de quanta luz de uma galáxia se estende para comprimentos de onda mais longos e avermelhados à medida que se afasta. Isto colocou as duas galáxias aproximadamente à mesma distância da Terra, calculada como um desvio para o vermelho de cerca de 4,2, ou cerca de 10% da idade do Universo, e na mesma vizinhança.

Para verificar a sua descoberta, os pesquisadores voltaram às observações anteriores do ALMA. Encontraram uma linha de emissão de carbono ionizado que correspondia de perto aos desvios para o vermelho observados pelo JWST. 

A equipe estimou que a galáxia companheira, que rotularam de SPT0418-SE, se encontrava a 5 quiloparsecs do anel (as Nuvens de Magalhães, satélites da Via Láctea, estão a cerca de 50 quiloparsecs de distância). Esta proximidade sugere que as galáxias estão interagindo entre si e potencialmente até se fundindo, uma observação que contribui para a compreensão de como as galáxias primitivas podem ter evoluído para galáxias maiores.

As duas galáxias são modestas em termos de massa no contexto do Universo primitivo, com a "SE" sendo relativamente menor e menos poeirenta, fazendo-a parecer mais azul do que o anel extremamente empoeirado. Com base em imagens de galáxias próximas com cores semelhantes, os pesquisadores sugerem que podem residir num halo massivo de matéria escura com vizinhas ainda por descobrir. 

O mais surpreendente sobre estas galáxias, considerando a sua idade e massa, foi a sua metalicidade madura - quantidades de elementos mais pesados do que o hélio e o hidrogênio, tais como carbono, oxigênio e nitrogênio - que foi estimado ser semelhante ao nosso Sol. Em comparação com o Sol, que tem cerca de 4 bilhões de anos e herdou a maioria dos seus metais a partir de gerações anteriores de estrelas que tiveram cerca de 8 bilhões de anos para os construir, estamos observando estas galáxias num momento em que o Universo tinha menos de 1,5 bilhões de anos.

Os pesquisadores apresentaram uma proposta para novo tempo de observação com o JWST e assim continuar o seu estudo do anel, da companheira e para conciliar as potenciais diferenças observadas entre o espectro óptico e o infravermelho. 

Um artigo foi publicado no The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Cornell University

Uma nova visualização do antigo sistema planetário Kepler-444

Os astrônomos acabaram de dar uma olhada em um sistema incomum contendo três estrelas e pelo menos cinco planetas.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração de cinco planetas ao redor de estrela)

Ao fazer isso, eles podem ter resolvido um mistério em torno de sua formação. O sistema, conhecido como Kepler-444, também tem cerca de 11 bilhões de anos, mostrando que tais sistemas podem ser estáveis em uma fração significativa da idade atual do Universo.

Localizado a 117 anos-luz de distância na direção da constelação de Lyra, o sistema está centrado em torno da estrela K0 Kepler-444 A. Depois, há um par binário unido de estrelas do tipo M orbitando-o a cerca de 66 UA (unidades astronômicas) de distância (conhecido como Kepler-444 BC). Um quinteto de planetas também orbita Kepler-444 A. Todos os cinco mundos têm raios entre 0,4 e 0,7 do raio da Terra, e cada um tem um período orbital inferior a 10 dias. 

Uma equipe de astrônomos liderada por Zhoujian Zhang (Universidade da Califórnia, Santa Cruz) começou recentemente a medir as propriedades do sistema lotado com mais precisão de várias maneiras diferentes. Eles usaram o espectrógrafo de alta resolução do telescópio Hobby-Eberly no Observatório McDonald no Texas para medir a velocidade radial do Kepler-444 A. A velocidade da estrela muda à medida que é puxada pelos outros objetos do sistema.

A equipe de Zhang também mediu as velocidades radiais relativas entre o par binário e a estrela central usando o espectrômetro Echelle de alta resolução no Observatório W. M. Keck, no Havaí. A atração gravitacional de seus companheiros faz com que o Kepler-444 A siga um caminho sinuoso no céu noturno. Medir esta mudança de posição é conhecido como astrometria.

A equipe de Zhang realizou medições astrométricas de Kepler-444 A usando o gerador de imagens infravermelho próximo do Keck (NIRC2). Juntando todas estas peças do quebra-cabeça, a equipe chegou a uma compreensão mais profunda do sistema Kepler-444 e de sua história. Medições anteriores do sistema sugeriram que o binário oscila dentro de 5 UA de Kepler-444 A. Isto teria truncado o disco protoplanetário de Kepler-444 A, esgotando severamente a quantidade de material de formação de planeta disponível.

Não estava claro como cinco planetas rochosos poderiam ter se formado ali. Agora, com base em nas novas medições, a equipe de Zhang conclui que o binário Kepler-444 BC só chega a 23 UA de Kepler-444 A. Esta separação mais ampla teria levado a um disco protoplanetário maior e mais massivo truncado em 8 UA. A equipe calcula que haveria 500 massas terrestres de poeira disponíveis para construir planetas. Isto se compara a apenas 4 massas terrestres de poeira usando estimativas anteriores. De repente, a presença de cinco planetas é menos desconcertante. À medida que os astrônomos obtêm uma maior compreensão dos exoplanetas, fica claro que há mais de uma maneira de criar um Sistema Solar. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Sky & Telescope

Os mistérios da histórica supernova Tycho

Uma equipe internacional de cientistas descobriu novas informações sobre os remanescentes de uma estrela cuja explosão foi avistada há 450 anos.

© IXPE / Chandra / DSS (supernova Tycho)

Os dados IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA, em roxo escuro e branco, foram combinados com dados do observatório de raios X Chandra da NASA, em vermelho e azul, e sobrepostos com as estrelas no campo de visão, captadas pelo DSS (Digitized Sky Survey).

Os resultados fornecem novas pistas sobre como as condições das ondas de choque criadas por explosões estelares titânicas, chamadas supernovas, aceleram as partículas para perto da velocidade da luz. O remanescente de supernova chama-se Tycho, em honra ao astrônomo dinamarquês Tycho Brahe, que notou o grande brilho do objeto na constelação de Cassiopeia em 1572.

No novo estudo, os astrônomos utilizaram o IXPE para estudar os raios X polarizados do remanescente de supernova Tycho. O IXPE revelou, pela primeira vez, a geometria dos campos magnéticos perto da onda de choque, que ainda está se propagando a partir da explosão inicial e que forma um limite em torno do material ejetado. A compreensão da geometria do campo magnético permite aos cientistas investigar mais eficazmente a forma como as partículas são ali aceleradas.

A medição da polarização dos raios X fornece a direção e a ordenação média do campo magnético das ondas de luz que compõem os raios X de uma fonte altamente energética como Tycho. Os raios X polarizados são produzidos por elétrons que se movem no campo magnético num processo chamado emissão síncrotron. A direção da polarização, a partir dos raios X, pode ser mapeada de volta à direção dos campos magnéticos no local onde os raios X foram gerados. 

Esta informação ajuda os cientistas a abordar algumas das maiores questões da astrofísica, tais como a forma como Tycho e outros objetos aceleram partículas mais perto da velocidade da luz do que os aceleradores de partículas mais poderosos da Terra.

Durante as suas décadas de funcionamento, o observatório de raios X Chandra tem observado repetidamente o remanescente de supernova Tycho, ajudando os pesquisadores a fazer descobertas marcantes sobre esta estrutura fascinante. Com a sua capacidade de identificar e seguir a luz polarizada de raios X, o IXPE apoia-se nas bases estabelecidas pelo Chandra. A informação do IXPE permite aos cientistas compreender melhor o processo pelo qual os raios cósmicos, partículas altamente energéticas que permeiam a nossa Galáxia, são acelerados por remanescentes de supernova. O IXPE ajudou a mapear a forma do campo magnético de Tycho com clareza e numa escala sem precedentes.

Embora observatórios anteriores tenham analisado o campo magnético de Tycho no rádio, o IXPE mediu a forma do campo em escalas inferiores a um parsec, ou cerca de 3,26 anos-luz. Esta informação é valiosa à medida que os cientistas exploram a forma como as partículas são aceleradas na sequência da onda de choque da explosão inicial.

Os pesquisadores também documentaram semelhanças e diferenças surpreendentes entre as descobertas do IXPE em Tycho e no remanescente de supernova Cassiopeia A, um alvo de estudo anterior. As direções gerais dos campos magnéticos em ambos os remanescentes de supernova parecem ser radiais, esticados para longe. Mas Tycho forneceu um grau de polarização de raios X muito mais elevado do que Cassiopeia A, sugerindo que pode possuir um campo magnético mais ordenado e menos turbulento.

A supernova Tycho está classificada como do Tipo Ia, que ocorre quando uma estrela anã branca num sistema binário desfaz a sua estrela companheira, capturando alguma da sua massa e provocando uma violenta explosão. A destruição da anã branca envia destroços para o espaço a uma velocidade tremenda. Pensa-se que tais eventos são a fonte da maioria dos raios cósmicos galácticos encontrados no espaço, incluindo os que bombardeiam continuamente a atmosfera terrestre. 

A explosão de supernova Tycho, propriamente dita, liberou tanta energia quanto o Sol ao longo de 10 bilhões de anos. Este brilho tornou a supernova de Tycho visível a olho nu aqui na Terra em 1572, quando foi avistada por Brahe e por outros observadores, incluindo potencialmente um jovem William Shakespeare, com 8 anos, que viria a descrevê-la no início do século XVII, na primeira cena da sua obra "Hamlet". 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A dança de buracos negros supermassivos

Um estudo a longo prazo com dados de quatro telescópios, desde o rádio a altas frequências, penetrou no núcleo da muito discutida galáxia ativa OJ 287, revelando mais detalhes sobre o seu interior.

© NASA / JPL-Caltech (galáxia OJ 287)

O painel da esquerda mostra uma imagem ultravioleta profunda de OJ 287 e do seu ambiente obtida com o telescópio Swift. Esta é uma das imagens ultravioleta (UV) mais profundas daquela parte do céu alguma vez tirada, combinando 560 exposições individuais. A fonte mais brilhante no campo é OJ 287. A região do buraco negro binário, propriamente dita, não pode ser resolvida na imagem UV. O painel da direita representa uma ilustração do núcleo de OJ 287, incluindo o disco de acreção, o jato e um segundo buraco negro em órbita do buraco negro primário que tem uma massa de 100 milhões de massas solares.

Os resultados da equipe internacional, liderada por Stefanie Komossa do Instituto Max Planck para Radioastronomia, reforçam as evidências de um buraco negro binário e colocam novamente o buraco negro primário na "balança". 

Os blazares são uma classe especial de galáxias ativas caracterizadas por uma atividade elevada e luminosidade extrema. Os "motores" destas galáxias são buracos negros escondidos dentro dos seus núcleos, milhões a bilhões de vezes mais massivos do que o nosso Sol. 

Estes "motores" foram alimentados ao longo da história do Universo, especialmente quando as galáxias colidiam. A fusão subsequente das galáxias criou buracos negros binários supermassivos. O estudo de tais pares de buracos negros revela muito sobre a evolução das galáxias e sobre o crescimento dos buracos negros. 

OJ 287 é uma das melhores candidatas a acolher um buraco negro binário supermassivo e compacto. Uma indicação disto são as explosões excepcionais de radiação produzidas por processos no centro da galáxia, que se repetem a cada 11 a 12 anos. Cada explosão consiste em dois picos separados por cerca de um ano. Estas explosões repetidas são tão notáveis que vários modelos binários diferentes foram propostos e discutidos na literatura com o intuito de os explicar. 

A equipe reviu agora o modelo anteriormente preferido, finalizando uma campanha de observação sistemática e sem precedentes. No processo, os pesquisadores também determinaram diretamente, e pela primeira vez, a massa do buraco negro primário. Com 100 milhões de massas solares, é provavelmente cerca de cem vezes menor do que se pensava. A nova estimativa da massa do buraco negro parece também explicar toda a história dos surtos de radiação de OJ 287, que foram agora mapeadas com grande detalhe. 

A galáxia OJ 287 está demasiado longe para os telescópios resolverem o núcleo compacto em torno dos buracos negros suspeitos. Contudo, uma vez que esta região domina o brilho de toda a galáxia, a radiação que emerge do núcleo é facilmente detectável na Terra e permite aos astrônomos reconstruir, com algumas limitações, os processos escondidos no interior do núcleo brilhante. 

A matéria de um disco que rodeia o buraco negro e que se desloca para dentro perde energia gravitacional sob a forma de radiação óptica e UV. Um jato lançado dos arredores do "motor" central acelera as partículas para longe. Este fluxo de matéria muitas vezes altamente relativista emite radiação intensa que vai desde o rádio até aos raios X e raios gama. 

OJ 287 é um excelente laboratório para estudar os processos físicos que reinam num dos ambientes astrofísicos mais extremos: discos e jatos de matéria nas imediações de um ou dois buracos negros supermassivos, estudado através do projeto MOMO (Multiwavelength Observations and Modelling of OJ 287). Consiste em observações de alta cadência de OJ 287 em mais de 14 frequências, desde o rádio até às altas energias com a duração de anos, e acompanhamentos dedicados em múltiplas instalações terrestres e espaciais quando o blazar se encontra em estados excepcionais. 

Os surtos de OJ 287 podem ser explicados pelo modelo de um buraco negro binário, em particular pelo movimento do segundo buraco negro, de massa mais baixa, em órbita do buraco negro primário. Na sua órbita inclinada, perturba ou o jato ou o disco de matéria, provocando assim as explosões periódicas de OJ 287. 

As medições com o radiotelescópio de Effelsberg de 100 metros atribuem o surto mais recente diretamente ao jato. É como olhar para um foco luminoso que brilha mais do que tudo o que está por detrás dele. O modelo mais avançado que descreve os processos no centro de OJ 287 assumiu um buraco negro primário cem bilhões de vezes mais massivo do que o Sol.  De acordo com este modelo, o próximo surto teria tido lugar em outubro de 2022. Os dados reais não confirmaram esta previsão. Ao invés, graças à densa cobertura da campanha MOMO, os astrônomos descobriram este surto muito mais cedo, entre 2016 e 2017. 

Os pesquisadores reavaliaram então a massa do buraco negro primário. Ao que parece, o buraco negro é 100 vezes mais leve do que se pensava anteriormente. Como resultado, a órbita do buraco negro secundário em torno do buraco negro primário deveria oscilar muito menos. Este comportamento tem implicações diretas nas explosões previstas, que são agora consistentes tanto com medições histórias como recentes.

Os futuros observatórios espaciais poderão ser capazes de detectar ondas gravitacionais deste ou de sistemas binários semelhantes. Pode até ser possível resolver espacialmente os dois buracos negros em OJ 287 com uma grande rede de radiotelescópios, tal como o EHT (Event Horizon Telescope) ou o SKA (Square Kilometre Array), este ainda em construção. Esta seria a primeira detecção direta de um sistema íntimo constituído por dois buracos negros supermassivos no centro de uma galáxia. 

Foram publicados dois artigos científicos nos periódicos: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e The Astrophysical Journal. 

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Descoberto buracos negros gigantes em rota de colisão

Os astrônomos descobriram as primeiras evidências de buracos negros gigantes em galáxias anãs em rotas de colisão.

© Chandra / CFTH (dois pares de buracos negros)

Os dois pares são vistos em raios-X pelo Chandra e no visível pelo telescópio CFHT. A fusão à esquerda encontra-se numa fase tardia e foi-lhe atribuído o nome único de Mirabilis. A outra fusão está na fase inicial e as duas galáxias anãs chamam-se Elstir (em baixo) e Vinteuil (em cima).

Este resultado do Observatório de raios X Chandra da NASA tem ramificações importantes para compreender como a primeira vaga de buracos negros e galáxias cresceram no Universo primitivo. As colisões entre pares de galáxias anãs identificadas num novo estudo puxaram gás para os buracos negros gigantes que cada uma contém, provocando o seu crescimento. Eventualmente, a provável colisão dos buracos negros irá levá-los a fundir-se em buracos negros muito maiores. Os pares de galáxias se fundirão também numa só. 

Os cientistas pensam que o Universo teve imensas galáxias pequenas, conhecidas como "galáxias anãs", várias centenas de milhões de anos após o Big Bang. A maior parte fundiu-se com outras no Universo primitivo, de volume menor e apinhado, pondo em movimento a construção de galáxias cada vez maiores, agora vistas no Universo próximo. 

Por definição, as galáxias anãs contêm estrelas com uma massa total inferior a cerca de 3 bilhões de vezes a do Sol, em comparação com a massa total de cerca de 60 bilhões de sóis estimada para a Via Láctea. As primeiras galáxias anãs são impossíveis de observar com a tecnologia atual porque são extremamente fracas a distâncias tão grandes. 

Os astrônomos foram capazes de observar duas no processo de fusão a distâncias muito menores da Terra, mas sem sinais de buracos negros em ambas as galáxias.

O novo estudo superou desafios implementando um levantamento sistemático de observações de raios X pelo Chandra e comparando-as com dados infravermelhos do WISE (Wide Infrared Survey Explorer) da NASA e dados ópticos do CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope). O Chandra foi especialmente valioso para este estudo porque o material que envolve os buracos negros pode ser aquecido a milhões de graus, produzindo grandes quantidades de raios X. 

A equipe procurou pares de fontes de raios X brilhantes em galáxias anãs em colisão como evidências de dois buracos negros, e descobriu dois exemplos. Um par encontra-se no aglomerado de galáxias Abell 133, localizado a 760 milhões de anos-luz da Terra. O outro está no aglomerado de galáxias Abell 1758S, a mais ou menos 3,2 bilhões de anos-luz. Ambos os pares mostram estruturas que são sinais característicos de colisões galácticas.

O par em Abell 133 parece estar nas fases finais de uma fusão entre as duas galáxias anãs e mostra uma longa cauda provocada pelos efeitos de maré da colisão. Os autores do novo estudo apelidaram-no de "Mirabilis" em honra a uma espécie ameaçada de beija-flor conhecida por ter caudas excecionalmente longas. Foi escolhido apenas um nome porque a fusão das duas galáxias, numa só, está quase completa. Em Abell 1758S, os pesquisadores apelidaram as galáxias anãs de "Elstir" e "Vinteuil", em honra aos artistas fictícios do romance "Em Busca do Tempo Perdido" de Marcel Proust. 

Eles pensam que estas duas foram apanhadas nas fases iniciais de uma fusão, fazendo com que uma ponte de estrelas e gás ligasse as duas galáxias em colisão. Os detalhes da fusão de buracos negros e galáxias anãs podem fornecer uma visão do próprio passado da Via Láctea. Os cientistas pensam que quase todas as galáxias começaram como anãs ou outros tipos de galáxias pequenas e cresceram ao longo de bilhões de anos através de fusões.

A maioria das galáxias anãs e dos buracos negros no início do Universo já devem ter crescido muito mais, graças a repetidas fusões. Em alguns aspetos, as galáxias anãs são os nossos antepassados galácticos, que evoluíram ao longo de bilhões de anos para produzir grandes galáxias como a nossa própria Via Láctea. As observações de acompanhamento destes dois sistemas permitirá estudar processos que são cruciais para a compreensão das galáxias e dos seus buracos negros primordiais.

O artigo científico que descreve estes resultados está sendo publicado na edição mais recente do periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Planeta gigante gasoso em órbita de estrela anã vermelha

Uma equipe de astrônomos liderada por Shubham Kanodia do Instituto Carnegie descobriu um sistema planetário incomum no qual um planeta gigante de gás orbita uma pequena estrela anã vermelha chamada TOI-5205.

© Instituto Carnegie (ilustração de planeta gigante gasoso em órbita de anã vermelha)

As suas descobertas desafiam ideias há muito defendidas sobre a formação planetária. Mais frias e menores do que o nosso Sol, as anãs M são as estrelas mais comuns na Via Láctea.  Devido ao seu pequeno tamanho, estas estrelas tendem a ter cerca de metade da temperatura do Sol e a ser muito mais avermelhadas. Têm luminosidades muito baixas, mas vidas extremamente longas.

Embora as anãs vermelhas hospedem mais planetas, em média, do que outros tipos de estrelas mais massivas, as suas histórias de formação fazem delas candidatas improváveis na hospedagem de gigantes gasosos. O recém-descoberto planeta, TOI-5205b, foi identificado pela primeira vez como potencial candidato pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. 

A equipe de Kanodia confirmou então a sua natureza planetária e caracterizou-o utilizando uma variedade de instrumentos e instalações terrestres. A estrela anfitriã, TOI-5205, tem apenas cerca de quatro vezes o tamanho de Júpiter, no entanto conseguiu de alguma forma formar um planeta do tamanho de Júpiter, o que é bastante surpreendente!

Já foram descobertos alguns planetas gigantes em órbita de estrelas anãs M mais velhas. Mas até agora não tinha sido encontrado nenhum num sistema planetário de uma anã M de baixa massa como TOI-5205. Para compreender a comparação de tamanho, um planeta semelhante a Júpiter orbitando uma estrela semelhante ao Sol pode ser comparado a uma ervilha em torno de uma laranja; para TOI-5205b, dado que a estrela hospedeira é muito menor, é mais semelhante a uma ervilha em torno de um limão. De fato, quando TOI-5205b atravessa em frente da sua hospedeira, bloqueia cerca de sete por cento da sua luz, um dos maiores trânsitos exoplanetários conhecidos. 

Os planetas nascem no disco giratório de gás e poeira que envolve as estrelas jovens. A teoria de formação de planetas gasosos mais frequentemente usada requer cerca de 10 massas terrestres deste material rochoso para acumular e formar um enorme núcleo, após o qual varre rapidamente grandes quantidades de gás das regiões vizinhas do disco para formar o planeta gigante que vemos hoje. O período de tempo em que isto acontece é crucial.

No início, se não houver material rochoso suficiente no disco para formar o núcleo inicia. E, no final, se o disco se evaporar antes da formação do núcleo massivo, então não se pode formar um planeta gigante gasoso. E ainda assim TOI-5205b formou-se apesar destas limitações. Com base na nossa compreensão atual da formação planetária, TOI-5205b não deveria existir. 

A equipe demonstrou que a grande profundidade do trânsito planetário o torna extremamente propício a futuras observações com o recentemente lançado telescópio espacial James Webb, que poderá fornecer informações sobre sua atmosfera e algumas pistas adicionais sobre o mistério da sua formação.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Carnegie Science

Jones-Emberson 1

A nebulosa planetária Jones-Emberson 1 é a mortalha da morte de uma estrela moribunda parecida com o Sol.

© Observatoire de la Côte d’Azur (Jones-Emberson 1)

Encontra-se a cerca de 1.600 anos-luz da Terra em direção à constelação de olhos aguçados Lynx. Com cerca de 4 anos-luz de diâmetro, o remanescente em expansão da atmosfera da estrela moribunda foi levado para o espaço interestelar, já que o suprimento central da estrela de hidrogênio e hélio para fusão foi finalmente esgotado depois de bilhões de anos. 

Visível perto do centro da nebulosa planetária está o que resta do núcleo estelar, uma anã branca azulada. Também conhecida como PK 164 +31.1, a nebulosa é fraca e muito difícil de vislumbrar na ocular de um telescópio. Mas esta imagem de banda larga profunda que combina 22 horas de tempo de exposição mostra isso com detalhes excepcionais.

Estrelas dentro de nossa própria galáxia, a Via Láctea, bem como galáxias de fundo em todo o Universo, estão espalhadas pelo nítido campo de visão. Efêmero no palco cósmico, Jones-Emberson 1 desaparecerá nos próximos milhares de anos. Sua quente estrela anã branca central levará bilhões de anos para esfriar. 

Fonte: NASA