A complexidade das novas clássicas

Ao estudar as novas clássicas utilizando o VLBA (Very Long Baseline Array) do NRAO (National Radio Astronomy Observatory), a pesquisadora Montana Williams descobriu evidências de que os objetos podem ter sido erradamente classificados como simples.

© B. Saxton (ilustração de uma nova clássica)

As novas observações, que detectaram emissões não térmicas de uma nova clássica com uma companheira anã, foram apresentadas numa conferência de imprensa durante a 242.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Albuquerque, no estado norte-americano do Novo México. 

A V1674 Herculis é uma nova clássica hospedada por uma anã branca e uma anã companheira e é atualmente a nova clássica mais rápida de que há registo. O que a equipe encontrou é tudo menos as simples explosões induzidas pelo calor que os cientistas esperavam das novas clássicas. Historicamente, as novas clássicas têm sido consideradas explosões simples, emitindo majoritariamente energia térmica. No entanto, com base em observações recentes pelo instrumento LAT (Large Area Telescope) do telescópio espacial Fermi, este modelo simples não está inteiramente correto. 

As detecções por VLBI (Very Long Baseline Interferometry) de novas clássicas com companheiras anãs como V1674Her são raras. São tão raras que este mesmo tipo de detecção, com componentes de síncrotron de rádio resolvidos, só foi reportado uma outra vez até à data. Isto deve-se em parte à natureza assumida das novas clássicas. 

As detecções de novas por VLBI só recentemente se tornaram possíveis devido aos melhoramentos introduzidos nas técnicas deste tipo de observações, como a sensibilidade dos instrumentos e o aumento da largura de banda ou a quantidade de frequências que podemos registar num dado momento. 

© NRAO (diferença de brilho em apenas quatro dias da nova clássica V1674Her)

Esta raridade faz com que as novas observações da equipe sejam um passo importante para compreender as vidas ocultas das novas clássicas e o que, em última análise, leva ao seu comportamento explosivo. Estudando as imagens do VLBA e comparando-as com outras observações do VLA (Very Large Array), do instrumento LAT do Fermi, do NuSTAR e do Swift da NASA, foi possível determinar o que poderá ser a causa da emissão e também fazer ajustes ao modelo simples anterior. 

Como as observações do LAT do Fermi e do NuSTAR já tinham indicado que poderia haver emissões não térmicas provenientes de V1674Her, isso fez da nova clássica uma candidata ideal para estudo. Era também mais interessante devido à sua evolução hiper-rápida e porque, ao contrário das supernovas, o sistema hospedeiro não é destruído durante esta evolução, mas permanece quase completamente intacto e inalterado após a explosão.

Muitas fontes astronômicas não mudam muito no decurso de um ano ou mesmo de 100 anos. Mas esta nova ficou 10.000 vezes mais brilhante num único dia e depois voltou ao seu estado normal em apenas cerca de 100 dias. 

Uma vez que os sistemas hospedeiros das novas clássicas permanecem intactos, podem ser recorrentes, o que significa que podemos ver esta entrar em erupção novamente.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Uma galáxia de anel duplo

A maioria das galáxias não tem anéis de estrelas e gás, por que a M94 tem dois?

© Brian Brennan (M94)

Primeiro, a galáxia espiral M94 tem um anel interno de estrelas recém-formadas em torno de seu núcleo, dando-lhe não apenas uma aparência incomum, mas também um forte brilho interior. Uma das principais hipóteses de origem sustenta que um nó alongado de estrelas gira em M94 e gerou uma explosão de formação estelar neste anel interno. 

As observações também revelaram outro anel, um anel externo, mais fraco, de cor diferente, não fechado e relativamente complexo. O que causou este anel externo é atualmente desconhecido. 

A galáxia M94, retratada aqui, abrange cerca de 45.000 anos-luz no total, fica a cerca de 15 milhões de anos-luz de distância e pode ser visto com um pequeno telescópio em direção à constelação dos Cães de Caça (Canes Venatici). 

Fonte: NASA

Um-terço dos planetas mais comuns poderão estar na zona habitável

Numa nova análise baseada nos dados telescópicos mais recentes, astrônomas da Universidade da Flórida descobriram que um-terço dos planetas em torno das estrelas mais comuns da Galáxia podem estar numa órbita suficientemente próxima para reter água líquida.

© NASA / JPL-Caltech (exoplaneta orbitando pequena estrela)

Os restantes dois-terços que orbitam estas pequenas estrelas omnipresentes são provavelmente incinerados por marés gravitacionais, esterilizando-os. 

A professora de astronomia Sarah Ballard e a estudante de doutoramento Sheila Sagear estudam os exoplanetas há muito tempo. 

O nosso Sol, quente, amarelo e familiar é uma relativa raridade na Via Láctea. De longe, as estrelas mais comuns são consideravelmente menores e mais frias, com apenas metade da massa do nosso Sol no máximo. Bilhões de planetas orbitam estas estrelas anãs comuns na Via Láctea. Os cientistas pensam que a água líquida é necessária para que a vida evolua em outros planetas, tal como aconteceu na Terra. Uma vez que estas estrelas anãs são mais frias, os planetas teriam de estar muito mais perto da sua estrela para obterem calor suficiente para abrigar água líquida. 

No entanto, estas órbitas próximas deixam os planetas susceptíveis a forças de maré extremas causadas pelo efeito gravitacional da estrela sobre eles. Sagear e Ballard mediram a excentricidade, ou seja, quão oval a órbita é, de uma amostra de mais de 150 planetas em torno destas estrelas anãs, que têm aproximadamente o tamanho de Júpiter. 

Se um planeta orbitar suficientemente perto da sua estrela, mais ou menos à distância que Mercúrio orbita o Sol, uma órbita excêntrica pode sujeitá-lo a um processo conhecido como aquecimento de maré. À medida que o planeta é esticado e deformado pelas forças gravitacionais variáveis na sua órbita irregular, o atrito aquece-o. No extremo, isto pode incinerar o planeta, eliminando qualquer hipótese de água líquida. 

Os dados provêm do telescópio Kepler da NASA, que captou informações sobre exoplanetas à medida que estes se deslocavam em frente das suas estrelas hospedeiras. Para medir as órbitas dos planetas, Ballard e Sagear concentraram-se sobretudo no tempo que os planetas demoravam a fazê-lo. O seu estudo também se baseou em novos dados do telescópio Gaia, que mediu a distância de bilhões de estrelas na Galáxia.

Elas descobriram que as estrelas com múltiplos planetas eram mais propensos de ter o tipo de órbitas circulares que lhes permite reter água líquida. As estrelas com apenas um planeta são as que têm maior probabilidade de registar marés extremas que esterilizariam a superfície. Uma vez que um-terço dos planetas desta pequena amostra tinham órbitas para potencialmente acumular água líquida, isso significa provavelmente que a Via Láctea tem centenas de milhões de alvos promissores para sondar sinais de vida para lá do nosso Sistema Solar. 

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences.

Fonte: University of Florida

Descobertos filamentos horizontais e radiais no centro da Via Láctea

Uma equipe internacional de astrofísicos descobriu algo totalmente novo, escondido no centro da nossa Galáxia, a Via Láctea.

© MeerKAT (filamentos no centro da Via Láctea)

Imagem do Centro Galáctico com a identificação e posição de todos os filamentos. A cor dos filamentos indica o ângulo

No início da década de 1980, Farhad Yusef-Zadeh, da Universidade Northwestern, descobriu filamentos gigantescos e unidimensionais que pendiam verticalmente perto de Sagitário A*, o buraco negro supermassivo central da nossa Galáxia. Agora, Yusef-Zadeh e os seus colaboradores descobriram uma nova população de filamentos, mas estes são muito mais curtos e encontram-se na horizontal ou na radial, espalhando-se a partir do buraco negro. Sendo que o centro da Via Láctea está localizado a 25.000 anos-luz da Terra. 

Embora as duas populações de filamentos partilhem várias semelhanças, Yusef-Zadeh assume que têm origens diferentes. Embora os filamentos verticais varram a Galáxia, elevando-se até 150 anos-luz de altura, os filamentos horizontais parecem-se mais com os pontos e traços do código Morse, pontuando apenas um dos lados de Sagitário A*. Ao estudar tais filamentos, é possível aprender mais sobre a rotação do buraco negro e a orientação do disco de acreção. 

O último estudo baseia-se em quatro décadas de pesquisa. Depois de ter descoberto os filamentos verticais em 1984 com Mark Morris e Don Chance, Yusef-Zadeh, juntamente com Ian Heywood e os seus colaboradores, descobriram mais tarde duas bolhas gigantescas emissoras de rádio perto de Sagitário A*. Depois, foram revelados cerca de 1.000 filamentos verticais, que apareciam aos pares e em grupos, muitas vezes empilhados a separações idênticas ou lado a lado, como cordas numa harpa. 

As novas descobertas foram oriundas do auxílio do telescópio MeerKAT do SARAO (South African Radio Astronomy Observatory). Embora ambas as populações compreendam filamentos unidimensionais que podem ser vistos no rádio e pareçam estar ligados a atividades no Centro Galáctico, as semelhanças acabam aí. Os filamentos verticais são perpendiculares ao Plano Galáctico; os filamentos horizontais são paralelos ao plano, mas apontam radialmente para o centro da Galáxia, onde o buraco negro se encontra. Os filamentos verticais são magnéticos e relativistas; os filamentos horizontais parecem emitir radiação térmica. Os filamentos verticais englobam partículas que se movem a velocidades próximas da velocidade da luz; os filamentos horizontais parecem acelerar material térmico numa nuvem molecular. Existem várias centenas de filamentos verticais e apenas algumas centenas de filamentos horizontais. E os filamentos verticais, que medem até 150 anos-luz de altura, ultrapassam de longe o tamanho dos filamentos horizontais, que medem apenas 5 a 10 anos-luz. Os filamentos verticais também adornam o espaço em torno do núcleo da Galáxia; os filamentos horizontais parecem espalhar-se apenas para um lado, apontando para o buraco negro.

A nova descoberta está cheia de incógnitas e o trabalho de Yusef-Zadeh para desvendar os seus mistérios está apenas começando. Para já, só pode ser considerada uma explicação plausível sobre os mecanismos e as origens da nova população. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Northwestern University

Betelgeuse está quase 50% mais brilhante que o normal

Desde o evento Grande Escurecimento que ocorreu na segunda metade de 2019 e no início de 2020, a estrela gigante vermelha Betelgeuse simplesmente não vai parar com a anormalidade.

© ESO / ALMA (Betelgeuse)

Os ciclos regulares de flutuação de brilho da estrela moribunda mudaram, e agora Betelgeuse tornou-se incomumente brilhante. Há dez dias, ela estava com 142% de seu brilho normal. Tem flutuado para cima e para baixo em pequena escala, mas em uma tendência ascendente constante por meses e atingiu um pico recente de 156% em abril. 

Atualmente, Betelgeuse é a 7ª estrela mais brilhante no céu, acima de sua posição normal como a 10ª mais brilhante, provocando especulações de que Betelgeuse está prestes a explodir em uma espetacular supernova. Infelizmente, provavelmente não é. 

Embora Betelgeuse esteja à beira da morte em escalas de tempo cósmicas, em escalas de tempo humanas, sua supernova pode estar a 100.000 anos de distância. De acordo com os cientistas, é mais provável que seu comportamento atual seja um pouco instável após o escurecimento de 2019, e a estrela retornará ao normal dentro de uma década.

Betelgeuse, localizada a cerca de 700 anos-luz da Terra, é uma das estrelas mais interessantes do céu. Ela paira acima de nós, brilhando como um olho injetado, uma estrela no estágio de gigante vermelha que marca o fim de sua vida. Mas Betelgeuse é um tipo incomum de estrela, mesmo para uma gigante vermelha. 

Era uma vez um monstro absoluto: uma estrela tipo O azul-branca, a classe de peso estelar mais massiva. Estrelas com esta faixa de massa queimam seus estoques de hidrogênio mais rapidamente do que estrelas mais leves; Betelgeuse tem apenas cerca de 8 a 8,5 milhões de anos. Compare isso com uma estrela como o Sol, que com 4,6 bilhões de anos, está apenas na metade de sua vida de queima de hidrogênio. Betelgeuse mudou seu tipo espectral, pois quase esgotou suas reservas de hidrogênio. Agora está fundindo hélio em carbono e oxigênio e expandiu para um tamanho gigantesco: cerca de 764 vezes o tamanho do Sol e cerca de 16,5 a 19 vezes sua massa. 

Eventualmente, ficará sem combustível para queimar, virar supernova, jogar fora seu material externo e seu núcleo entrará em colapso em uma estrela de nêutrons. O evento Grande Escurecimento viu a estrela diminuir o brilho em uma quantidade considerável, quase 25%. Os astrônomos correram para descobrir a causa; descobriu-se que o resfriamento na superfície de Betelgeuse causou a condensação de uma enorme nuvem de poeira na estrela. Esta nuvem foi posteriormente ejetada, obscurecendo parcialmente Betelgeuse, fazendo com que parecesse escurecer. Comportamento bastante normal para uma estrela gigante vermelha. 

Betelgeuse também apresentava flutuações de brilho em ciclos regulares. O mais longo destes ciclos é de cerca de 5,9 anos; outro é de 400 dias. Mas parece que o Grande Escurecimento causou algumas mudanças nestas flutuações. 

Um novo artigo, liderado pelo astrofísico Morgan MacLeod, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, descobriu que o ciclo de 400 dias parece ter caído pela metade. Este ciclo de pulsação é impulsionado pela expansão e contração dentro da estrela. De acordo com as simulações conduzidas por MacLeod e seus colegas, uma pluma convectiva dentro de Betelgeuse pode ter surgido, tornando-se o material que se desprende da estrela. Durante o processo, esta ressurgência interrompeu a fase do ciclo de 400 dias, produzindo um ciclo de aproximadamente 200 dias que a estrela está exibindo atualmente. 

Portanto, Betelgeuse ainda está se recuperando do Grande Escurecimento, o que significa que não é improvável que seu brilho atual também esteja relacionado a fatores em andamento. No entanto, a equipe prevê que, eventualmente, a normalidade voltará para Betelgeuse, e continuará vivendo seu crepúsculo de milênios de forma relativamente pacífica por algum tempo.

Fonte: Universe Today

Compreendendo o mecanismo de formação de "super-Terras"

Um estudo realizado por pesquisadores da Universidade de Liège apresenta a detecção de um sistema com dois planetas ligeiramente maiores do que a Terra orbitando uma estrela fria numa dança sincronizada.

© L. Garcia (ilustração do sistema TOI-2096)

Denominado TOI-2096, o sistema está situado a 150 anos-luz da Terra. A descoberta é o resultado de uma estreita colaboração entre universidades europeias e americanas e foi possível graças à missão espacial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, que tem por objetivo encontrar planetas que orbitem estrelas brilhantes próximas.

O TESS está realizando um estudo de todo o céu utilizando o método de trânsito, ou seja, monitorando o brilho estelar de milhares de estrelas na procura de uma ligeira diminuição de brilho, que poderia ser provocado por um planeta que passa entre a estrela e o observador. No entanto, apesar do seu poder de detecção de novos exoplanetas, a missão TESS precisa do apoio de telescópios terrestres para confirmar a natureza planetária dos sinais detectados.

Os exoplanetas TOI-2096 b e TOI-2096 c foram observados com uma rede internacional de telescópios terrestres, permitindo a sua confirmação e caracterização. A maior parte dos trânsitos foram obtidos com telescópios dos projetos TRAPPIST e SPECULOOS, liderados pela Universidade de Liège. 

Ao fazer uma análise exaustiva dos dados, foi descoberto que os dois planetas estavam em órbitas ressonantes: por cada órbita do planeta exterior, o planeta interior orbita a estrela duas vezes. Os seus períodos estão, portanto, muito próximos de serem um múltiplo um do outro, com cerca de 3,12 dias para o planeta b e cerca de 6,38 dias para o planeta c. Trata-se de uma configuração muito particular, que provoca uma forte interação gravitacional entre os planetas. Esta interação atrasa ou acelera a passagem dos planetas em frente da sua estrela e pode levar à medição das massas planetárias utilizando telescópios maiores num futuro próximo. 

Os pesquisadores responsáveis pela descoberta estimam que o raio do planeta b, o mais próximo da sua estrela, é 1,2 vezes superior ao da Terra, daí o nome "super-Terra". As suas propriedades poderão ser semelhantes às da Terra: um planeta com uma composição majoritariamente rochosa, possivelmente rodeado por uma fina atmosfera. Da mesma forma, o raio do planeta c corresponde a 1,9 vezes o raio da Terra e a 55% do de Netuno, o que poderá colocar o planeta na categoria dos "mini-Netunos", planetas compostos por um núcleo rochoso e gelado rodeado por atmosferas extensas ricas em hidrogênio ou água, como Urano e Netuno no nosso Sistema Solar.

Estes tamanhos são muito interessantes porque o número de planetas com um raio entre 1,5 e 2,5 vezes o da Terra é inferior ao que os modelos teóricos preveem, tornando estes planetas uma raridade. Estes planetas são de importância crucial devido aos seus tamanhos; TOI-2096 é o único sistema encontrado até agora com uma super-Terra e um mini-Netuno precisamente nos tamanhos em que os modelos se contradizem. Além disso, estes planetas estão entre os melhores da sua categoria para estudar as suas possíveis atmosferas. 

Graças aos tamanhos relativos dos planetas em comparação com o da estrela hospedeira, bem como ao brilho estelar, os astrônomos acham que este sistema é um dos melhores candidatos para um estudo detalhado da sua atmosfera com o telescópio espacial James Webb. Estes estudos ajudarão a confirmar a presença de uma atmosfera, extensa ou não, em volta dos planetas b e c, fornecendo assim pistas sobre o seu mecanismo de formação.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Liège Université

Observando o quasar mais luminoso dos últimos 9 bilhões de anos

Os pesquisadores observaram a emissão de raios X do quasar mais luminoso observado nos últimos 9 bilhões de anos de história cósmica, conhecido como SMSS J114447.77-430859.3, ou J1144 para abreviar.

© STScI (ilustração de um quasar)

A nova perspectiva fornece informações sobre o funcionamento interno dos quasares e sobre a forma como interagem com o seu ambiente.

Situado numa galáxia a 9,6 bilhões de anos-luz de distância da Terra, entre as constelações de Centauro e Hidra, J1144 é extremamente poderoso, brilhando 100 trilhões de vezes mais do que o Sol. O quasar J1144 está muito mais próximo da Terra do que outras fontes com a mesma luminosidade, o que permite aos astrônomos conhecer melhor o buraco negro que alimenta o quasar e o ambiente em seu redor. 

Os quasares estão entre os objetos mais brilhantes e distantes do Universo conhecido, alimentados por gás que cai num buraco negro supermassivo. Podem ser descritos como núcleos galácticos ativos (NGAs) de luminosidade muito elevada que emitem grandes quantidades de radiação eletromagnética observável nos comprimentos de onda do rádio, infravermelho, visível, ultravioleta e raios X. 

O quasar J1144 foi inicialmente observado no visível em 2022 pelo SMSS (SkyMapper Southern Survey). Para este estudo, os pesquisadores combinaram observações de vários observatórios espaciais: o instrumento eROSITA a bordo do observatório SRG (Spectrum-Roentgen-Gamma), o observatório XMM-Newton da ESA, o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA e o observatório Neil Gehrels Swift da NASA. 

A equipe utilizou os dados dos quatro observatórios para medir a temperatura dos raios X emitidos pelo quasar. Descobriram que esta temperatura era de cerca de 350 milhões K, mais de 60.000 vezes a temperatura à superfície do Sol. Notou-se também que a massa do buraco negro no centro do quasar é cerca de 10 bilhões de vezes superior à massa do Sol, e que o ritmo de crescimento é da ordem de 100 massas solares por ano. 

Os raios X desta fonte variaram numa escala de tempo de alguns dias, o que não é observado normalmente em quasares com buracos negros tão grandes como o que reside em J1144. A escala de tempo típica de variabilidade para um buraco negro desta dimensão seria da ordem de meses ou mesmo anos. As observações também mostraram que, enquanto uma parte do gás é engolida pelo buraco negro, algum gás é ejetado sob a forma de ventos extremamente poderosos, injetando grandes quantidades de energia na galáxia hospedeira.

O quasar J1144 é uma fonte muito rara por ser tão luminosa e por estar muito mais perto da Terra (embora ainda a uma distância enorme!), dando-nos um vislumbre único do aspecto de quasares tão poderosos. Uma nova campanha de monitoramento desta fonte terá início em junho deste ano, o que poderá revelar mais surpresas sobre esta fonte única.

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

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Uma galáxia com aparência de água-viva à deriva

A galáxia com formato de água-viva JW39 paira serenamente nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (JW39)

Esta galáxia fica a mais de 900 milhões de anos-luz de distância na constelação Coma Berenices, e é uma das várias galáxias deste tipo que o Hubble tem estudado nos últimos dois anos. 

Apesar da aparência serena desta galáxia, ela está à deriva em um ambiente ferozmente hostil; um aglomerado de galáxias. Em comparação com suas contrapartes mais isoladas, as galáxias em aglomerados de galáxias são muitas vezes distorcidas pela atração gravitacional de vizinhos maiores, que podem torcer as galáxias em uma variedade de formas estranhas e exuberantes. 

Se isso não bastasse, o espaço entre as galáxias em um aglomerado também é permeado por um plasma extremamente quente conhecido como meio intra-aglomerado. Embora esse plasma seja extremamente tênue, as galáxias que se movem através dele o experimentam quase como nadadores lutando contra uma corrente, e essa interação pode retirar das galáxias seu gás formador de estrelas. 

Essa interação entre o meio intra-aglomerado e as galáxias é chamada de decapagem por pressão de ram, e é o processo responsável pelos “tentáculos” desta galáxia. À medida que JW39 se moveu através do aglomerado, a pressão do meio intra-aglomerado removeu o gás e a poeira em longas faixas de formação estelar que agora se estendem para longe do disco da galáxia. 

Os astrônomos usando a Wide Field Camera 3 do Hubble estudaram esses elos em detalhes, pois são um ambiente particularmente extremo para a formação de estrelas. Surpreendentemente, eles descobriram que a formação de estrelas nos “tentáculos” dessas galáxias não era notavelmente diferente da formação de estrelas no seu disco. 

Fonte: ESA

Hubble caça buracos negros de massa intermediária

Os astrônomos que utilizam o telescópio espacial Hubble descobriram o que dizem ser algumas das melhores evidências da presença de uma classe rara de buracos negros de massa intermediária que pode estar à espreita no núcleo do aglomerado globular mais próximo da Terra, localizado a 6.000 anos-luz de distância.

© Hubble (aglomerado globular M4)

Como intensos buracos gravitacionais no tecido do espaço, praticamente todos os buracos negros parecem existir em dois tamanhos: pequenos e enormes. Estima-se que a nossa Galáxia tenha 100 milhões de buracos negros pequenos (várias vezes a massa do nosso Sol) formados a partir da explosão de estrelas. 

O Universo em geral está inundado de buracos negros supermassivos, com uma massa milhões ou bilhões de vezes superior à do nosso Sol e que se encontram no centro das galáxias. Os buracos negros de massa intermediária são um elo perdido e há muito procurado, com uma massa entre 100 e 100.000 massas solares. 

Mas como é que se formam, onde se encontram e porque é que parecem ser tão raros? Os astrônomos identificaram outros possíveis buracos negros de massa intermediária através de uma variedade de técnicas de observação. Dois dos melhores candidatos - 3XMM J215022.4−055108, que o Hubble ajudou a descobrir em 2020, e HLX-1, identificado em 2009 - residem em densos aglomerados de estrelas na periferia de outras galáxias. Cada um destes possíveis buracos negros tem a massa de dezenas de milhares de sóis e pode ter estado, em tempos, no centro de galáxias anãs. 

O observatório de raios X Chandra da NASA também ajudou a fazer muitas descobertas de possíveis buracos negros de massa intermediária, incluindo uma grande amostra em 2018. Olhando mais perto daqui, foram detectados vários candidatos a buracos negros de massa intermediária em aglomerados globulares densos que orbitam a Via Láctea. Por exemplo, em 2008, foi anunciada a presença suspeita de um buraco negro de massa intermediária no aglomerado globular Omega Centauri. 

Por uma série de razões, incluindo a necessidade de mais dados, estes e outros achados de buracos negros de massa intermediária continuam a ser inconclusivos e não excluem teorias alternativas. As capacidades únicas do Hubble foram agora utilizadas no núcleo do aglomerado globular Messier 4 (M4), para caçar buracos negros com maior precisão do que em levantamentos anteriores.

Foi detectado em M4 um possível buraco negro de massa intermediária com cerca de 800 massas solares. O objeto suspeito não pode ser observado, mas a sua massa é calculada através do estudo do movimento das estrelas apanhadas no seu campo gravitacional. A medição do seu movimento requer tempo e muita precisão. É aqui que o Hubble consegue fazer o que nenhum outro telescópio atual consegue. 

Os astrônomos analisaram 12 anos de observações de M4 pelo Hubble e resolveram estrelas individuais. Os dados do Hubble tendem a excluir teorias alternativas para este objeto, tais como um aglomerado central compacto de remanescentes estelares não observados, como estrelas de nêutrons, ou buracos negros menores girando em volta uns dos outros.

A região é muito pequena com muita massa concentrada. É cerca de três vezes menor do que a massa escura mais densa que já foi encontrada em outros aglomerados globulares. A região é mais compacta do que pode ser reproduzido com simulações numéricas quando é considerado um conjunto de buracos negros, estrelas de nêutrons e anãs brancas segregadas no centro do aglomerado. 

Um grupo de objetos tão unidos seria dinamicamente instável. Se o objeto não for um único buraco negro de massa intermediária, seriam necessários cerca de 40 buracos negros menores, amontoados num espaço com apenas um-décimo de um ano-luz de diâmetro, para produzir os movimentos estelares observados. As consequências seriam a sua fusão e/ou ejeção, num jogo de pinball interestelar.

Foram medidos os movimentos das estrelas e as suas posições, e aplicados modelos físicos que tentam reproduzir estes movimentos. O resultado é a medição de uma extensão de massa escura no centro do aglomerado. Quanto mais perto da massa central, mais aleatoriamente as estrelas se movem. E quanto maior a massa central, mais rápidas são estas velocidades estelares. Dado que os buracos negros de massa intermediária nos aglomerados globulares têm sido tão esquivos, em alternativa, pode haver um mecanismo estelar que simplesmente não conhecemos, pelo menos no âmbito da física atual.

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um problema antigo sobre a medição da composição química do Universo

Uma pesquisa realizada pela equipe científica da Universidade de Heidelberg, do IAC (Instituto de Astrofísica das Canárias) e da UNAM (Universidade Nacional Autônoma do México) permitiu-lhes resolver a discrepância de abundância, um enigma com mais de 80 anos, acerca da composição química do Universo.

© IAC (Nebulosa Crescente, NGC 6888)

Os pesquisadores descobriram que o efeito das variações de temperatura nas grandes nuvens de gás onde as estrelas nascem levou à subestimação da quantidade de elementos pesados no Universo.

Todas as estrelas nascem, vivem e morrem e, de certa forma, isto rege a existência da vida. Numa fase inicial, toda a matéria do Universo era constituída por hidrogênio e hélio, com uma pequena quantidade de lítio. Os restantes elementos, como o carbono e o oxigênio, essenciais para os seres vivos, foram formados posteriormente, através de diferentes processos relacionados com a evolução e com a morte das estrelas. É isto que está por detrás da conhecida frase "somos feitos de poeira das estrelas". 

Entre as fases de morte estelar e o nascimento de novas estrelas, a matéria acumula-se em enormes nuvens de gás que são iluminadas pelas estrelas recém-nascidas. As nuvens mais próximas das estrelas são chamadas regiões HII; a Nebulosa de Órion é a mais conhecida. A luz que estas regiões emitem pode ser observada mesmo a partir das galáxias mais distantes, e são de importância fundamental para traçar a formação estelar e para determinar a composição química do Universo. 

Porém, as diferentes formas de estudar as regiões HII levaram a resultados discrepantes nos últimos 80 anos. A descoberta da estrutura do átomo foi necessária para fazer grandes progressos na descoberta da estrutura e da composição do Universo utilizando a espectroscopia. Esta técnica, que permite analisar a composição química da matéria através da dispersão da luz, dá-nos informações sobre a proporção dos elementos químicos, as suas temperaturas, densidades, velocidades, etc. Esta dispersão da luz é composta por linhas e cada linha está associada a diferenças de energia que são únicas para um determinado elemento, de acordo com a composição e as condições físicas da fonte de luz. 

No entanto, desde 1942, verificou-se que, para o mesmo átomo, as linhas brilhantes produzidas por colisões entre o átomo e o elétron circundante (linhas excitadas por colisão) produzem abundâncias que são cerca de metade dos valores obtidos a partir de linhas que são produzidas pela captura de elétrons (linhas de recombinação). Assim, a determinação de qual é o valor correto para as abundâncias dos elementos químicos numa nebulosa tem sido um quebra-cabeças para muitos astrônomos durante mais de oito décadas. 

Durante este longo período de tempo, foram propostas várias hipóteses para explicar a discrepância. Uma das mais notáveis foi sugerida em 1967 por Manuel Peimbert, pesquisador da UNAM. De acordo com este astrofísico, o brilho das linhas excitadas por colisão depende fortemente da temperatura. Se esta tiver variações, as abundâncias químicas serão subestimadas. Pelo contrário, as linhas de recombinação não têm este problema, pelo que deverão dar os valores corretos. 

Entretanto, há um problema adicional: Uma das principais dificuldades para quantificar a discrepância de abundância é que as linhas de recombinação dos elementos pesados são muito difíceis de observar, uma vez que são 10.000 vezes mais fracas do que as linhas excitadas por colisão produzidas pelo mesmo átomo. Este desafio motivou os astrônomos a utilizarem os maiores e mais avançados telescópios do mundo, entre eles o GTC (Gran Telescopio Canarias) no Observatório Roque de los Muchachos, em La Palma.

Após mais de 20 anos de observação e análise detalhada de um grande número de regiões HII, o grupo no IAC obteve um conjunto de dados para Via Láctea e para outras galáxias de qualidade sem precedentes, o que tornou este resultado possível. Graças à alta qualidade dos dados, a equipe conseguiu mostrar que as variações de temperatura estão, efetivamente, presentes, não em toda a nebulosa, mas concentradas nas zonas interiores mais altamente ionizadas. Foi descoberto que a temperatura calculada a partir das linhas proibidas do nitrogênio [NII] é representativa do valor médio para as zonas exteriores das nebulosas e pode, portanto, ser usada para calcular os valores corretos das abundâncias químicas.

Utilizando este novo cenário, foi possível mostrar que a grande maioria dos estudos anteriores baseados na análise das linhas brilhantes excitadas por colisão subestimaram as abundâncias dos elementos pesados. Além disso, as evidências sugerem que este efeito pode ser maior nos objetos menos evoluídos do Universo, como as galáxias distantes e jovens que estão agora sendo descobertas com o telescópio espacial James Webb. 

O estudo propõe também uma série de relações que permitirão aos astrônomos fazer estimativas corretas dos elementos pesados sem a necessidade de observar as linhas de recombinação fracas. Isto permitirá corrigir os dados disponíveis e fazer análises satisfatórias de futuras observações, que irão sem dúvida mudar muitas das ideias sobre a composição química do Universo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A primeira observação de um ciclone polar em Urano

Pela primeira vez, os cientistas da NASA têm fortes indícios da existência de um ciclone polar em Urano.

© JPL-Caltech / VLA (ciclone polar em Urano)

A imagem mostra o ciclone polar em Urano através de observações de micro-ondas, visto aqui como um ponto de cor clara à direita do centro em cada imagem do planeta. As imagens utilizam as bandas de comprimento de onda K, Ka e Q, a partir da esquerda.

Ao examinarem as ondas de rádio emitidas pelo gigante gelado, detectaram o fenômeno no polo norte do planeta. As descobertas confirmam uma verdade geral sobre todos os planetas com atmosferas substanciais no nosso Sistema Solar: quer os planetas sejam compostos principalmente por rocha ou gás, as suas atmosferas mostram sinais de um vórtice rodopiante nos polos. 

Há muito que os cientistas sabem que o polo sul de Urano tem uma característica rodopiante. As imagens da Voyager 2 da NASA, do topo das nuvens de metano, mostraram que os ventos no centro polar giravam mais depressa do que no resto do polo. As medições infravermelhas da Voyager não observaram alterações de temperatura, mas as novas descobertas confirmaram. 

Utilizando as enormes antenas do VLA (Very Large Array), os pesquisadores espreitaram por baixo das nuvens do gigante gelado, determinando que o ar que circula no polo norte parece ser mais quente e mais seco, as características de um ciclone forte. Recolhidas em 2015, 2021 e 2022, as observações são as mais profundas da atmosfera de Urano.

O planeta Urano está se mostrando mais hoje em dia, graças à posição do planeta na sua órbita. É uma longa viagem em volta do Sol para este planeta exterior, que demora 84 anos para efetuar uma volta completa, e nas últimas décadas os polos não estavam apontados para a Terra. Desde 2015, os cientistas têm tido uma melhor visão e têm sido capazes de olhar mais profundamente para a atmosfera polar. 

O ciclone de Urano, de forma compacta e com ar quente e seco no seu núcleo, é muito semelhante aos observados pela Cassini da NASA em Saturno. Com as novas descobertas, foram agora identificados ciclones (que giram na mesma direção da rotação do planeta) ou anticiclones (que giram na direção oposta) nos polos de todos os planetas do nosso Sistema Solar, à exceção de Mercúrio, que não tem uma atmosfera substancial. Mas, ao contrário dos furacões na Terra, os ciclones em Urano e em Saturno não se formam sobre a água (nenhum dos dois parece ter água líquida) e não andam à deriva; ficam bloqueados nos polos. 

Os cientistas vão estar atentos para ver como este recém-descoberto ciclone em Urano evolui nos próximos anos. Será que o núcleo quente que foi observado representa a mesma circulação de alta velocidade vista pela Voyager? Ou existem ciclones empilhados na atmosfera de Urano? 

O Levantamento Decenal de Ciência Planetária e Astrobiologia das Academias Nacionais de Ciência dos EUA deu prioridade à exploração de Urano. Em preparação para essa missão, os cientistas planetários estão concentrados em reforçar os seus conhecimentos sobre o sistema do misterioso gigante gelado. 

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Research Letters. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Nebulosa do Anel WR 134

Feito com filtros de banda estreita, este instantâneo cósmico cobre um campo de visão do tamanho da Lua cheia dentro dos limites da constelação de Cygnus.

© Craig Stocks (WR 134)

A fotografia destaca a borda brilhante de uma nebulosa em forma de anel traçada pelo brilho de enxofre ionizado, hidrogênio e gás oxigênio. Embutidos nas nuvens interestelares de gás e poeira da região, os arcos complexos e brilhantes são seções de bolhas ou conchas de material arrastadas pelo vento da estrela Wolf-Rayet WR 134, a estrela mais brilhante perto do centro da imagem. 

As estimativas de distância colocam WR 134 a cerca de 6.000 anos-luz de distância, tornando a imagem com mais de 50 anos-luz de diâmetro. Derramando seus invólucros externos em poderosos ventos estelares, as massivas estrelas Wolf-Rayet queimaram seu combustível nuclear a uma taxa prodigiosa e encerram esta fase final de evolução estelar massiva em uma espetacular explosão de supernova. Os ventos estelares e as supernovas finais enriquecem o material interestelar com elementos pesados a serem incorporados nas futuras gerações de estrelas. 

Fonte: NASA

Encontrado exoplaneta do tamanho da Terra coberto por vulcões

Os astrônomos descobriram um exoplaneta com a dimensão da Terra, que poderá estar coberto de vulcões.

© NASA / C. Smith (ilustração do exoplaneta LP 791-18 d)

Chamado LP 791-18 d, o planeta poderá sofrer surtos vulcânicos tão frequentes como a lua de Júpiter, Io, o corpo mais vulcanicamente ativo do nosso Sistema Solar. 

Os pesquisadores descobriram e estudaram o planeta utilizando dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA e do telescópio espacial Spitzer, desativado em janeiro de 2020, bem como de um conjunto de observatórios terrestres. 

O exoplaneta LP 791-18 d sofre bloqueio de maré, o que significa que o mesmo lado está constantemente virado para a sua estrela. O lado diurno será provavelmente demasiado quente para a existência de água líquida à superfície. Mas a quantidade de atividade vulcânica que suspeita-se ocorrer por todo o planeta poderia sustentar uma atmosfera, o que permitiria a condensação de água no lado noturno. 

O LP 791-18 d orbita uma pequena estrela anã vermelha a cerca de 90 anos-luz de distância na direção da constelação de Taça. A equipe estima que seja apenas ligeiramente maior e mais massivo do que a Terra. Os astrônomos já sabiam da existência de dois outros mundos no sistema antes desta descoberta, chamados LP 791-18 b e c. O planeta interior é cerca de 20% maior do que a Terra. O planeta exterior c tem cerca de 2,5 vezes o tamanho da Terra e mais de sete vezes a sua massa. 

Durante cada órbita, os planetas d e c passam muito perto um do outro. Cada passagem próxima do planeta mais massivo c produz uma atração gravitacional no planeta d, tornando a sua órbita algo elíptica. Nesta trajetória elíptica, o planeta d é ligeiramente deformado de cada vez que gira em torno da estrela. Estas deformações podem criar atrito interno suficiente para aquecer substancialmente o interior do planeta e produzir atividade vulcânica à sua superfície. 

O planeta Júpiter e algumas das suas luas afetam Io de forma semelhante. O planeta d situa-se no limite interior da zona habitável, a gama tradicional de distâncias, à estrela, em que os cientistas supõem que pode existir água líquida à superfície de um planeta. Se o planeta for tão geologicamente ativo, poderá manter uma atmosfera. As temperaturas podem descer o suficiente no lado noturno do planeta para que a água se condense à superfície. 

O planeta c já foi aprovado para tempo de observação com o telescópio espacial James Webb e a equiea pensa que o planeta d é também um candidato excepcional para estudos atmosféricos pela missão. Uma grande questão na astrobiologia, o campo que estuda amplamente as origens da vida na Terra e fora dela, é se a atividade tectônica ou vulcânica é necessária para a vida. Para além de potencialmente fornecerem uma atmosfera, estes processos podem agitar materiais que de outra forma se afundariam e ficariam presos na crosta, incluindo o elemento carbono. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics