Novas descobertas no blazar Markarian 421

O Universo contém muitos e poderosos buracos negros supermassivos que criam fortes jatos de partículas altamente energéticas, produzindo fontes de brilho extremo na vastidão do espaço.

© NASA (ilustração da estrutura do jato de um buraco negro)

Esta ilustração mostra a estrutura do jato de um buraco negro. O jato é alimentado por um disco de acreção, mostrado na parte inferior da imagem, que orbita e cai no buraco negro ao longo do tempo. O jato é atravessado por campos magnéticos helicoidais, gerando raios X num choque originado no material que espirala em torno dos campos magnéticos helicoidais. A inserção mostra a frente de choque propriamente dita. Os raios X são gerados na região branca mais próxima da frente de choque, enquanto as emissões ópticas e de rádio devem ter origem em regiões mais turbulentas, mais afastadas do choque. Quando um desses jatos aponta diretamente para a Terra, o sistema que contém o buraco negro é caracterizado como blazar. 

Para compreender por que razão as partículas do jato se movem com grandes velocidades e energias, os cientistas voltam-se para o IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA, que foi lançado em dezembro de 2021. O IXPE mede uma propriedade especial da luz de raios X chamada polarização, que tem a ver com a organização das ondas eletromagnéticas nas frequências de raios X. 

Esta semana, uma equipe internacional de astrofísicos divulgou novas descobertas do IXPE sobre um blazar chamado Markarian 421. Este blazar, localizado na direção da constelação da Ursa Maior, a cerca de 400 milhões de anos-luz da Terra, surpreendeu os cientistas com evidências de que, na parte do jato onde as partículas estão sendo aceleradas, o campo magnético tem uma estrutura helicoidal.

Jatos como o que irradia de Markarian 421 podem estender-se por milhões de anos-luz. São especialmente brilhantes porque, à medida que as partículas se aproximam da velocidade da luz, liberam uma enorme quantidade de energia e comportam-se de formas estranhas, conforme Einstein previu. Os jatos dos blazares são extra brilhantes porque, tal como a sirene de uma ambulância soa mais alto à medida que se aproxima, a luz apontada na nossa direção também parece mais brilhante. É por isso que os blazares podem ofuscar todas as estrelas das galáxias que habitam. 

Apesar de décadas de estudo, os cientistas ainda não compreendem totalmente os processos físicos que determinam a dinâmica e a emissão dos jatos dos blazares. Mas a inovadora polarimetria de raios X do IXPE, que mede a direção média do campo elétrico das ondas de luz, fornece uma visão sem precedentes destes alvos, da sua geometria física e da origem das suas emissões. 

Os modelos de prospecção para o fluxo típico dos poderosos jatos apresentam normalmente uma estrutura helicoidal em espiral, semelhante à forma como o DNA humano está organizado. Mas os cientistas não esperavam que a estrutura em hélice contivesse regiões de partículas sendo aceleradas por choques. 

O IXPE encontrou uma surpreendente variabilidade no ângulo de polarização durante três observações prolongadas de Markarian 421 em maio e junho de 2022. Mais estranho ainda é que as medições simultâneas no visível, no infravermelho e no rádio não mostraram qualquer alteração na estabilidade ou na estrutura, mesmo quando as emissões de raios X polarizados se desviaram. Isto significa que uma onda de choque pode estar se propagando ao longo de campos magnéticos em espiral no interior do jato. 

O conceito de uma onda de choque que acelera as partículas do jato é consistente com as teorias acerca de Markarian 501, um segundo blazar observado pelo IXPE que levou a um estudo publicado no final de 2022. Mas o blazar Markarian 421 mostra evidências mais claras de um campo magnético helicoidal contribuindo para o choque. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: NASA

Um exoplaneta terá um “irmão” que compartilha a mesma órbita?

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos descobriram o possível "irmão" de um planeta que orbita uma estrela distante.

© ESO / ALMA (PDS 70)

A equipe detectou uma nuvem de detritos que pode estar compartilhando a órbita deste planeta e que se acredita ser formada pelos blocos constituintes de um novo planeta ou os restos de um planeta já formado. A ser confirmada, esta descoberta corresponderá à evidência mais concreta encontrada até à data de que dois exoplanetas podem partilhar uma mesma órbita. 

Há duas décadas, a teoria previa que pares de planetas de massa semelhante poderiam partilhar a mesma órbita em torno da sua estrela, os chamados planetas troianos ou co-orbitais. Os troianos, corpos rochosos na mesma órbita de um planeta, são comuns no nosso próprio Sistema Solar, sendo o exemplo mais famoso os asteroides troianos de Júpiter, com mais de 12.000 corpos rochosos que se encontram na mesma órbita em torno do Sol que o gigante gasoso. 

Os astrônomos previram que os troianos, em particular os planetas troianos, poderiam também existir em torno de outras estrelas que não o nosso Sol, mas as provas da sua existência têm sido escassas. Os planetas troianos podem, de fato, existir no sistema PDS 70. Esta jovem estrela é conhecida por abrigar dois planetas gigantes, semelhantes a Júpiter, PDS 70b e PDS 70c. Ao analisar observações ALMA deste sistema, retiradas do arquivo científico, a equipe detectou uma nuvem de detritos no local da órbita de PDS 70b onde se espera que existam planetas troianos. 

Os troianos ocupam as chamadas zonas lagrangeanas, duas regiões extensas na órbita de um planeta onde a atração gravitacional combinada da estrela e do planeta pode reter material. Ao estudar estas duas regiões da órbita de PDS 70b, foi detectado um sinal tênue vindo de uma delas, o que poderá indicar que uma nuvem de detritos com uma massa até cerca de duas vezes a da nossa Lua existe neste local. A equipe acredita que esta nuvem de detritos possa indicar a presença de um mundo troiano existente neste sistema ou mesmo a de um planeta em processo de formação.

Este trabalho levanta novas questões sobre a formação dos troianos, como é que estes objetos evoluem e quão frequentes serão em diferentes sistemas planetários. Para confirmar sem margem de dúvida esta detecção, a equipe terá de aguardar até 2027, momento em que utilizará o ALMA para investigar se tanto o PDS 70b como a sua nuvem de detritos "irmã" se deslocam em conjunto de forma significativa ao longo na sua órbita em torno da estrela. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO

Cirro galáctico: Mandel Wilson 9

A luz combinada das estrelas ao longo da Via Láctea é refletida por estas nuvens de poeira cósmica que se elevam cerca de 300 anos-luz acima do plano de nossa galáxia.

© Gabriel Rodrigues Santos (Mandel Wilson 9)

Conhecidas por alguns como nebulosas de fluxo integradas e comumente encontradas em altas latitudes galácticas, as nuvens cirros galácticas empoeiradas são tênues. Mas elas podem ser rastreadas em grandes regiões do céu em direção aos polos norte e sul da Galáxia. 

Juntamente com o reflexo da luz das estrelas, estudos indicam que as nuvens de poeira produzem uma fraca luminescência avermelhada à medida que os grãos de poeira interestelar convertem a radiação ultravioleta invisível em luz vermelha visível. 

Esta imagem notavelmente profunda e de campo amplo, que está captando estrelas próximas da Via Láctea e galáxias de fundo distantes, também explora um complexo de cirros galácticos fracos conhecido como Mandel Wilson 9. Ele se estende por mais de três graus nos céus do planeta Terra em direção à constelação do extremo sul Apus.

Fonte: NASA

Identificada a estrela mais fria emitindo ondas rádio

Astrônomos da Universidade de Sydney mostraram que uma pequena e tênue estrela é a mais fria de que há registo produzindo emissões no rádio.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

A anã marrom ultrafria examinada no estudo é uma bola de gás que ferve a cerca de 425 °C, mais fria do que uma típica fogueira, sem queimar combustível nuclear. Em contraste, a temperatura à superfície do Sol, um inferno nuclear, é de cerca de 5.600 °C. Embora não seja a estrela mais fria alguma vez encontrada, é a mais fria até agora analisada com recurso à radioastronomia. 

É muito raro encontrar estrelas anãs marrons ultrafrias como esta produzindo emissões de rádio. Isto deve-se a sua dinâmica não produzir normalmente os campos magnéticos que geram emissões de rádio detectáveis a partir da Terra. A forma como a dinâmica interna das anãs marrons produz por vezes ondas de rádio é uma questão em aberto. Embora os temos uma boa ideia de como as estrelas maiores da "sequência principal", como o Sol, geram campos magnéticos e emissões de rádio, ainda não se sabe completamente porque é que menos de 10% das estrelas anãs marrons produzem tais emissões. 

Pensa-se que a rápida rotação das anãs ultrafrias contribui para gerar os seus fortes campos magnéticos. Quando o campo magnético gira a uma velocidade diferente da atmosfera ionizada da anã, pode criar fluxos de corrente elétrica. Neste caso, pensa-se que as ondas de rádio são produzidas pelo fluxo de elétrons para a região polar magnética da estrela, o que, juntamente com a rotação da estrela anã marrom, está produzindo surtos de rádio que se repetem regularmente. 

As estrelas anãs marrons, assim chamadas por emitirem pouca energia ou luz, não são suficientemente massivas para iniciar a fusão nuclear associada a outras estrelas como o nosso Sol. Estas estrelas são uma espécie de elo perdido entre as estrelas menores que queimam hidrogênio em reações nucleares e os maiores planetas gigantes gasosos, como Júpiter.

A estrela, com o nome apelativo de WISE J062309.94-045624.6, está localizada a cerca de 37 anos-luz da Terra. Foi descoberta em 2011 por astrônomos do Caltech, nos Estados Unidos. O raio da estrela situa-se entre 0,65 e 0,95 vezes o raio de Júpiter. A sua massa não é bem conhecida, mas é pelo menos quatro vezes mais massiva do que Júpiter, mas não mais do que 44 vezes mais massiva. O Sol é 1.000 vezes mais massivo que Júpiter. 

A análise da estrela foi efetuada com novos dados do telescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder) da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) na Austrália Ocidental e seguida de observações do ATCA (Australia Telescope Compact Array), Nova Gales do Sul, e do telescópio MeerKAT na África do Sul. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Sydney

Um mestre cósmico do disfarce

Consegue ver um camaleão nesta fotografia? Não?

© ESO (IC 2631)

Bom, é porque está camuflado! Esta fotografia é a Nuvem do Camaleão, ou IC 2631. 

No hemisfério sul, esta nuvem é visível no céu durante a maior parte do ano e, nesta imagem captada pelo telescópio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) do ESO, podemos observá-la no infravermelho. 

A IC 2631 é uma nebulosa de reflexão composta por nuvens de poeira que refletem a luz emitida por estrelas próximas. A nebulosa é principalmente iluminada por uma das estrelas mais jovens, massivas e brilhantes da sua vizinhança, a HD 97300, visível no centro à direita na imagem. 

A Nuvem do Camaleão é, na realidade, a nebulosa mais brilhante do Complexo do Camaleão, uma vasta região de nuvens de gás e poeira, muito maior do que o que vemos nesta imagem, que abriga uma quantidade de estrelas recém-nascidas e em formação. Esta nuvem encontra-se repleta de material necessário à formação estelar: gás e poeira. 

Nos comprimentos de onda do visível, esta região apresenta manchas escuras nos locais onde a poeira bloqueia completamente a luz emitida por estrelas de fundo. No entanto, esta imagem foi obtida no infravermelho, comprimento de onda que consegue atravessar quase completamente a poeira, permitindo assim aos astrônomos observar o núcleo da nuvem. 

Fonte: ESO

Supergigante leve revela uma fase evolutiva em falta

A Dra. Varsha Ramachandran do ZAH (Zentrum für Astronomie Heidelberg) da Universidade de Heidelberg e os seus colegas descobriram a primeira estrela "despojada" de massa intermediária, há muito prevista, mas ainda não confirmada.

© Elisa Schösser (ilustração de uma estrela Be e uma despojada)

Esta descoberta marca um elo em falta na nossa imagem da evolução estelar em direção a sistemas com estrelas de nêutrons em fusão, que são cruciais para compreender a origem de elementos pesados, como a prata e o ouro. 

As estrelas despojadas são aquelas que perderam a maior parte das suas camadas exteriores, revelando o seu núcleo quente e denso, rico em hélio, que resulta da fusão nuclear do hidrogênio em hélio. A maioria destas estrelas despojadas formam-se em sistemas binários, nos quais a forte atração gravitacional de uma estrela retira e acreta matéria da sua companheira. 

Há muito tempo que os astrofísicos conhecem a existência de estrelas despojadas de massa baixa, conhecidas como subanãs, bem como as suas primas massivas, conhecidas como estrelas Wolf-Rayet. Mas, até agora, nunca tinham conseguido encontrar nenhuma das chamadas estrelas despojadas de massa intermediária, o que levantava a questão de saber se a nossa imagem teórica básica precisava de uma revisão importante. 

Ao examinarem estrelas quentes e luminosas com instrumentos de espetroscopia de alta resolução do VLT (Very Large Telescope) do ESO, no Chile, os astrônomos detectaram assinaturas suspeitas no espetro de uma estrela quente e massiva que anteriormente tinha sido classificada como um objeto único. Uma análise detalhada do espetro revelou que o objeto não é apenas uma estrela, mas sim um sistema binário, consistindo da estrela despojada de massa intermediária e de uma companheira com rotação rápida, uma chamada estrela Be, que tinha sido acelerada graças à acreção de massa da estrela despojada progenitora. 

O sistema está localizado na Pequena Nuvem de Magalhães (PNM), uma galáxia anã vizinha. As estrelas desta galáxia têm uma menor abundância de metais (elementos mais pesados), do que as estrelas massivas da nossa Via Láctea. As estrelas massivas pobres em metais da PNM funcionam, portanto, como uma janela para o passado da nossa própria Galáxia e para a evolução química do Universo. 

Estas estrelas em vez de terem perdido completamente as suas camadas exteriores, podem reter uma quantidade pequena, mas suficiente de hidrogênio no topo dos seus núcleos de hélio, o que as faz parecer muito maiores e mais frias do que realmente são.

As estrelas parcialmente despojadas parecem muito semelhantes a estrelas quentes normais, não despojadas, escondendo-se assim à vista de todos. Apenas dados de alta resolução combinados com uma análise espectral cuidadosa e modelos computacionais detalhados podem revelar a sua verdadeira natureza. Não é de admirar que tenham escapado à detecção durante tanto tempo. O que mais chamou a atenção nesta estrela foi a sua massa: algumas vezes mais massiva do que o nosso Sol pode parecer muito, mas é extraordinariamente leve para a sua aparência de supergigante azul. 

O sistema recém-descoberto serve de elo crítico na cadeia evolutiva que liga várias diferentes "espécies" de objetos exóticos. Os modelos de evolução estelar preveem que, daqui a cerca de um milhão de anos, a estrela despojada explodirá como uma supernova de invólucro despojado, deixando para trás uma estrela de nêutrons remanescente. Se o binário sobreviver à explosão de supernova, as funções das duas estrelas se inverterão: Neste caso, a estrela Be companheira doará massa à estrela de nêutrons acretora, tornando-se num chamado binário de raios X Be. 

Estes sistemas fascinantes são considerados os progenitores dos eventos de fusão de estrelas de nêutrons duplas, talvez os maiores espetáculos cósmicos observados até agora e a origem de elementos químicos como a prata ou o ouro. Compreender o seu percurso de formação é um dos principais desafios da astrofísica moderna e as observações das fases evolutivas intermediárias são cruciais para o conseguir.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics Letters. 

Fonte: University of Heidelberg

Retratando o complexo de nuvens moleculares Rho Ophiuchi

A apenas 390 anos-luz de distância, estrelas semelhantes ao Sol e futuros sistemas planetários estão se formando no complexo de nuvens moleculares Rho Ophiuchi, a região de formação estelar mais próxima da Terra.

© Webb (nuvens moleculares Rho Ophiuchi)

A NIRCam do telescópio espacial James Webb perscrutou o caos natal próximo para captar esta imagem infravermelha em uma escala inspiradora. 

O espetacular instantâneo cósmico foi lançado para comemorar o primeiro ano de sucesso da exploração do Universo pelo Webb. O quadro se estende por menos de um ano-luz na região de Rho Ophiuchi e contém cerca de 50 estrelas jovens. Estrelas mais brilhantes exibem claramente o padrão característico de picos de difração vistos pelo Webb. 

Enormes jatos de hidrogênio molecular chocado saindo de estrelas recém-nascidas são vermelhos na imagem, com a grande cavidade empoeirada amarelada esculpida pela jovem estrela energética perto de seu centro. Próximo de algumas estrelas na imagem impressionante estão as sombras projetadas por seus discos protoplanetários.

Fonte: NASA

Manchas solares em um Sol ativo

Por que nosso Sol está tão ativo agora?

© NASA / SDO (manchas solares)

Esperava-se um aumento na atividade da superfície porque nosso Sol está se aproximando do máximo solar em 2025. 

No entanto, no mês passado, nosso Sol gerou mais manchas solares do que em qualquer mês durante todo o ciclo solar anterior de 11 anos, e até mesmo datando de 2002. 

A imagem em destaque é uma composição de imagens tiradas todos os dias de janeiro a junho pelo Solar Dynamic Observatory (SDO) da NASA. Mostrando uma grande abundância de manchas solares, grandes manchas individuais podem ser rastreadas ao longo do disco solar, da esquerda para a direita, durante cerca de duas semanas. 

À medida que o ciclo solar continua, as manchas solares geralmente aparecem mais perto do equador. As manchas solares são apenas uma maneira de nosso Sol exibir atividade de superfície, outra são as erupções e ejeções de massa coronal (CMEs) que expelem partículas para o Sistema Solar. 

Estas partículas podem afetar os meios de comunicações e estações elétricas. Por outro lado, a atividade solar na atmosfera da Terra, pode apresentar um aspecto estético quando desencadeiam auroras. 

Fonte: NASA

Um planeta que desafia a morte

Quando o nosso Sol chegar ao fim da sua vida, se expandirá até 100 vezes o seu tamanho atual, envolvendo a Terra.

© A. Makarenko (ilustração do sistema Baekdu)

Este é possível cenário em que Baedku que era originalmente um sistema binário composto por uma estrela gigante vermelha em órbita de uma estrela anã branca. A proximidade do par estelar permitiu a transferência de material entre as duas estrelas, levando à sua eventual fusão. O planeta Halla está em primeiro plano, orbitando perigosamente perto, mas suficientemente longe para sobreviver ao impacto da colisão explosiva do par estelar.

Muitos planetas em outros sistemas solares enfrentam um destino semelhante à medida que as suas estrelas hospedeiras envelhecem. Mas nem toda a esperança está perdida: astrônomos do IfA (Institute for Astronomy) da Universidade do Havaí fizeram a notável descoberta da sobrevivência de um planeta após o que deveria ter sido a morte certa devido a sua estrela. 

O planeta semelhante a Júpiter, 8 UMi b, oficialmente chamado Halla, orbita a estrela gigante vermelha Baekdu (8 UMi) a apenas metade da distância que separa a Terra do Sol. Utilizando dois observatórios na ilha do Havaí, o Observatório W. M. Keck e o CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope), uma equipe de astrônomos descobriu que Halla persiste apesar da evolução normalmente perigosa de Baekdu. 

Utilizando observações das oscilações estelares de Baekdu feitas pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, descobriram que a estrela está queimando hélio no seu núcleo, o que indica que já se tinha expandido enormemente até se tornar uma estrela gigante vermelha. A estrela teria inchado até 1,5 vezes a distância orbital do planeta, engolindo-o no processo, antes de encolher para o seu tamanho atual a apenas um-décimo desta distância.

O planeta Halla foi descoberto em 2015 por astrônomos da Coreia do Sul utilizando o método da velocidade radial, que mede o movimento periódico de uma estrela devido à força gravitacional do planeta que a orbita. Após a descoberta de que a estrela deve ter sido, em tempos, maior do que a órbita do planeta, a equipe do IfA realizou observações adicionais entre 2021 e 2022 usando o HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer) do Observatório Keck e o instrumento ESPaDOnS (Echelle SpectroPolarimetric Device for the Observation of Stars) do CFHT. 

Estes novos dados confirmaram que a órbita quase circular de 93 dias do planeta permaneceu estável durante mais de uma década e que o movimento para trás e para a frente deve ser devido a um planeta. A uma distância de 0,46 UA (unidades astronômicas, igual a distância Terra-Sol) da sua estrela, o planeta Halla assemelha-se a planetas  "quentes", parecidos a Júpiter, que se pensa terem começado em órbitas maiores antes de migrarem para o interior, perto das suas estrelas. No entanto, face a uma estrela hospedeira em rápida evolução, tal origem torna-se uma via de sobrevivência extremamente improvável para o planeta Halla. 

Outra teoria para a sobrevivência do planeta é o fato de nunca ter enfrentado o perigo de ser engolido. Tal como o famoso planeta Tatooine da saga "Guerra das Estrelas", que orbita dois sóis, a estrela hospedeira Baekdu pode ter sido originalmente duas estrelas, segundo a equipe. A fusão destas duas estrelas pode ter impedido qualquer uma delas de se expandir o suficiente para engolir o planeta. Uma terceira possibilidade é que Halla seja um relativo recém-nascido, que a colisão violenta entre as duas estrelas tenha produzido uma nuvem de gás a partir da qual o planeta se formou. O planeta Halla pode ser um planeta de "segunda geração" nascido recentemente.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Telescópio Webb localiza reservatórios de poeira em duas supernovas

Recorrendo ao telescópio espacial James Webb, pesquisadores fizeram grandes progressos na confirmação da origem da poeira nas galáxias primitivas.

© STScI (SN 2004et e SN 2017eaw na galáxia NGC 6496)

As observações de duas supernovas de Tipo II, a Supernova 2004et (SN 2004et) e a Supernova 2017eaw (SN 2017eaw), revelaram grandes quantidades de poeira no material ejetado de cada um destes objetos.

A massa encontrada apoia a teoria de que as supernovas desempenharam um papel fundamental no fornecimento de poeira ao Universo primitivo. A poeira é um bloco de construção para muitas coisas no nosso Universo, os planetas em particular. À medida que a poeira das estrelas moribundas se espalha pelo espaço, transporta elementos essenciais para ajudar a dar origem à próxima geração de estrelas e respectivos planetas. 

A origem desta poeira tem intrigado os astrônomos durante décadas. Uma fonte significativa de poeira cósmica pode ser as supernovas; depois de uma estrela moribunda explodir, o gás remanescente expande-se e arrefece, criando poeira. 

Até agora, as evidências diretas deste fenômeno eram escassas, uma vez que as nossas capacidades só nos permitiram estudar a população de poeira numa supernova relativamente próxima, a Supernova 1987A, a 170.000 anos-luz da Terra.

Quando o gás arrefece o suficiente para formar poeira, esta poeira só é detectável nos comprimentos de onda do infravermelho médio, desde que se tenha sensibilidade suficiente. Para supernovas mais distantes do que SN 1987A, como SN 2004et e SN 2017eaw, ambas na galáxia NGC 6946, a cerca de 22 milhões de anos-luz de distância, esta combinação de cobertura de comprimento de onda e sensibilidade requintada só pode ser obtida com o instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb.

As observações do Webb são o primeiro avanço no estudo da produção de poeira a partir de supernovas desde a detecção de poeira recém-formada em SN 1987A com o telescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) há quase uma década. Outro resultado particularmente intrigante do seu estudo não é apenas a detecção de poeira, mas a quantidade de poeira vista nesta fase inicial da vida da supernova. 

Na supernova SN 2004et, os pesquisadores encontraram mais de 5.000 massas terrestres de poeira. As observações mostraram que as galáxias jovens e distantes estão cheias de poeira, mas estas galáxias não são suficientemente antigas para que estrelas de massa intermediária, como o Sol, tenham fornecido a poeira à medida que envelhecem. Estrelas mais massivas e de vida curta poderiam ter morrido suficientemente cedo e em número suficiente para criar tanta poeira. 

Embora os astrônomos tenham confirmado que as supernovas produzem poeira, a questão que se coloca é saber qual a quantidade de poeira que consegue sobreviver aos choques internos que reverberam no rescaldo da explosão. Ver esta quantidade de poeira nesta fase da vida de SN 2004et e de SN 2017eaw sugere que a poeira pode sobreviver à onda de choque; evidência de que as supernovas são, afinal, importantes fábricas de poeira. 

Embora o Webb tenha permitido aos pesquisadores medir poeiras mais frias do que nunca, podem haver poeiras ainda mais frias não detectadas e que irradiam ainda mais longe no espetro eletromagnético e que permanecem obscurecidas pelas camadas mais externas de poeira. 

As novas descobertas são apenas um indício das novas capacidades de investigação sobre as supernovas e a sua produção de poeira utilizando o Webb, e o que isso nos pode dizer sobre as estrelas de onde provêm. As supernovas SN 2004et e SN2017eaw são os primeiros de cinco alvos incluídos neste programa.

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

Encontradas evidências do fundo estocástico de ondas gravitacionais

Astrofísicos, utilizando grandes radiotelescópios com o objetivo de observar uma coleção de "relógios" cósmicos na nossa Galáxia, encontraram evidências da existência de ondas gravitacionais que oscilam com períodos de anos a décadas.

© NANOGrav (ondulações gravitacionais produzidas por um binário de buraco negro)

O sinal das ondas gravitacionais foi observado em 15 anos de dados obtidos pelo PFC (Physics Frontiers Center) do NANOGrav (North American Nanohertz Observatory for Gravitational Waves), uma colaboração de mais de 190 cientistas dos EUA e do Canadá que utilizam pulsares para procurar ondas gravitacionais. As colaborações internacionais que utilizam telescópios na Europa, Índia, Austrália e China registaram resultados semelhantes de forma independente. 

Embora resultados anteriores do NANOGrav tenham revelado um sinal temporal enigmático comum a todos os pulsares observados, era demasiado tênue para revelar a sua origem. A publicação dos dados de 15 anos demonstra que o sinal é consistente com ondas gravitacionais ondulantes que passam lentamente pela Via Láctea. Esta é uma evidência fundamental da existência de ondas gravitacionais com frequências muito baixas. Ao contrário das fugazes ondas gravitacionais de alta frequência observadas por instrumentos terrestres como o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), este sinal contínuo de baixa frequência só poderia ser percebido com um detector muito maior do que a Terra. 

Para responder a esta necessidade, os astrônomos transformaram o nosso sector da Via Láctea numa enorme antena de ondas gravitacionais, recorrendo a estrelas exóticas chamadas pulsares. O esforço de 15 anos do NANOGrav recolheu dados de 68 pulsares para formar um tipo de detector chamado PTA (Pulsar Timing Array). 

Os pulsares são remanescentes ultradensos do núcleo de uma estrela massiva após a sua morte numa explosão de supernova. Os pulsares giram rapidamente e emitem feixes de ondas de rádio através do espaço, de modo a parecerem "pulsar" quando vistos da Terra. Os objetos mais rápidos, chamados pulsares de milissegundo, giram centenas de vezes por segundo. Os seus pulsos são muito estáveis, o que os torna úteis como relógios cósmicos precisos. 

Ao longo de 15 anos de observações com o Observatório de Arecibo, em Porto Rico, com o GBT (Green Bank Telescope), em Virgínia Ocidental, EUA, e com o VLA (Very Large Array), no Novo México, EUA, o NANOGrav veio aumentando gradualmente o número de pulsares que observa.

A teoria da relatividade geral de Einstein prevê com precisão a forma como as ondas gravitacionais devem afetar os sinais dos pulsares. Ao esticar e comprimir o tecido do espaço, as ondas gravitacionais afetam o tempo de cada pulso de uma forma pequena, mas previsível, atrasando alguns e adiantando outros. Estes desvios estão correlacionados para todos os pares de pulsares de uma forma que depende da distância a que as duas estrelas de nêutrons aparecem no céu.

Em 2004, um pequeno grupo de astrônomos obteve o primeiro conjunto de observações de pulsares que viria a constituir a base deste trabalho. Em 2020, com pouco mais de doze anos de dados, os cientistas do NANOGrav começaram a ver indícios de um sinal, um "zumbido" extra que era comum ao comportamento temporal de todos os pulsares na matriz e que a cuidadosa consideração de possíveis explicações alternativas não conseguiu eliminar. A colaboração sentiu-se confiante de que este sinal era real e que se tornava mais fácil de detectar à medida que mais observações eram incluídas. Mas era ainda demasiado tênue para mostrar a assinatura de ondas gravitacionais prevista pela relatividade geral. 

Agora, estão mostrando as primeiras evidências da presença de ondas gravitacionais, com períodos de anos a décadas. O próximo passo é utilizar as nossas observações para estudar as fontes que produzem este zumbido. Uma possibilidade é que o sinal provenha de pares de buracos negros supermassivos, com massas milhões ou bilhões de vezes superiores à do nosso Sol. À medida que estes gigantescos buracos negros se orbitam, produzem ondas gravitacionais de baixa frequência. Pensa-se que os buracos negros supermassivos residem nos centros das maiores galáxias do Universo. Quando duas galáxias se fundem, os buracos negros de cada uma acabam por se colapsar para o centro, orbitando-se mutuamente como um sistema binário muito depois da fusão inicial das galáxias. Eventualmente, os dois buracos negros fundem-se. 

Entretanto, a sua lenta espiral estica e comprime o tecido do espaço-tempo, gerando ondas gravitacionais que se propagam para longe da galáxia de origem como ondulações num lago, acabando por chegar à nossa. Espera-se que os sinais de ondas gravitacionais destes binários gigantescos se sobreponham, como vozes numa multidão ou instrumentos numa orquestra, produzindo um zumbido geral de fundo que imprime um padrão único nos dados temporais dos pulsares. Este padrão é o que os cientistas do NANOGrav procuram há quase 20 anos. 

O NANOGrav demonstra a evidência deste fundo de ondas gravitacionais. A análise detalhada do zumbido de fundo já está fornecendo informações sobre a forma como os buracos negros supermassivos crescem e se fundem. Tendo em conta a força do sinal que o NANOGrav detecta, a população de buracos negros binários extremamente massivos no Universo deve ser de centenas de milhares, talvez mesmo milhões.

A investigação futura deste sinal contribuirá para que os cientistas compreendam como o Universo evoluiu às maiores escalas, fornecendo informações sobre a frequência com que as galáxias colidem e o que leva os buracos negros a fundirem-se. Além disso, as ondulações gravitacionais do próprio Big Bang podem constituir uma fração do sinal, fornecendo uma visão sobre a formação do próprio Universo. Estes resultados têm até implicações em escalas menores, colocando limites no tipo de partículas exóticas que podem existir no nosso Universo. 

Um conjunto de artigos foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NANOGrav

Visitando uma galáxia irregular

A galáxia irregular ESO 174-1, que se assemelha a uma nuvem solitária e nebulosa contra um plano de fundo de estrelas brilhantes, domina esta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (ESO 174-1)

A galáxia irregular ESO 174-1 fica a cerca de 11 milhões de anos-luz da Terra e consiste em uma nuvem brilhante de estrelas e um tênue e sinuoso tentáculo de gás escuro e poeira. 

Esta imagem faz parte de uma coleção de observações do Hubble que visa conhecer nossos vizinhos galácticos próximos. Para ser mais preciso, as observações visam resolver as estrelas mais brilhantes e as propriedades básicas de todas as galáxias conhecidas em 10 megaparsecs (cerca de 32 milhões de anos-luz). Por exemplo, a estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri, está a cerca de 1,3 parsecs de distância (cerca de 4,2 anos-luz), ou seja, são impressionantes 40 trilhões de quilômetros!

O programa para captar todas as nossas galáxias vizinhas foi projetado para usar 2 a 3% do tempo do Hubble que absolutamente nenhum outro programa de observação pode usar. Muitos dos inúmeros objetos que o Hubble observa só podem ser vistos em determinadas épocas do ano, o que torna o preenchimento da programação do observatório um desafio logístico assustador. A observação de programas como o que captou a galáxia irregular ESO 174-1 ajuda os operadores do Hubble a aproveitar ao máximo cada minuto de observação. 

Fonte: ESA

Descoberta surpreendente de composto químico em protoplaneta

Cientistas, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para estudar o disco protoplanetário em torno de uma estrela jovem, descobriram a evidência química mais convincente até à data da formação de protoplanetas.

© M. Weiss (ilustração de exoplaneta interagindo com gás molecular)

A descoberta irá fornecer aos astrônomos um método alternativo para detectar e caracterizar protoplanetas quando não for possível fazer observações diretas ou obter imagens.

A HD 169142 é uma estrela jovem localizada na direção da constelação de Sagitário, que é de grande interesse devido à presença do seu grande disco circunstelar, rico em poeira e gás, que é visto quase de face. 

Na última década, foram identificados vários candidatos a protoplanetas e, no início deste ano, cientistas da Universidade de Liège e da Universidade Monash confirmaram que um destes candidatos, o HD 169142 b, é um protoplaneta gigante semelhante a Júpiter. As descobertas reveladas numa nova análise de dados de arquivo do ALMA podem agora tornar mais fácil a detecção, confirmação e, finalmente, a caracterização de protoplanetas que se formam em torno de estrelas jovens. 

A equipe focou-se no sistema HD 169142 porque pensavam que a presença do protoplaneta gigante HD 169142 b estaria provavelmente acompanhada por assinaturas químicas detectáveis, e com razão. Foi detectado monóxido de carbono (tanto ¹²CO como o seu isotopólogo ¹³CO) e monóxido de enxofre (SO), que já tinham sido detectados anteriormente e que se pensava estarem associados a protoplanetas em outros discos. Mas, pela primeira vez, também foi detectado monossulfureto de silício (SiS). 

Isto foi uma surpresa porque, para que a emissão de SiS seja detectável pelo ALMA, os silicatos têm de ser liberados de grãos de poeira próximos em ondas de choque massivas causadas por gás viajando com altas velocidades, um comportamento tipicamente resultante de fluxos que são conduzidos por protoplanetas gigantes.

O monossulfureto de silício era uma molécula que nunca tinha sido vista antes num disco protoplanetário, muito menos na vizinhança de um protoplaneta gigante. A detecção da emissão de SiS significa que este protoplaneta deve estar produzindo poderosas ondas de choque no gás circundante.

Com esta nova abordagem química para a detecção de protoplanetas jovens, os cientistas podem estar abrindo uma nova janela para o Universo e aprofundando a sua compreensão dos exoplanetas. Os protoplanetas, especialmente aqueles que ainda estão embebidos nos seus discos circunstelares natais, como é o caso do sistema HD 169142, fornecem uma ligação direta à população de exoplanetas conhecidos.

Há uma enorme diversidade de exoplanetas e, ao usar assinaturas químicas observadas com o ALMA, isto fornece uma nova forma de compreender como diferentes protoplanetas se desenvolvem ao longo do tempo e, em última análise, de relacionar as suas propriedades com as dos sistemas exoplanetários. Para além de fornecer uma nova ferramenta para a caça de planetas com o ALMA, esta descoberta possibilita encontrar outras moléculas interessantes.

Os resultados serão publicados futuramente no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Estrela pulsante massiva calibrando os modelos de evolução estelar

Uma colaboração internacional, com a participação do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), determinou com um nível de precisão sem precedentes a massa, a idade e o perfil de rotação do núcleo de uma estrela pulsante massiva.

© IAC / G. P. Diaz (ilustração do interior da estrela HD 192575)

Conhecida como HD 192575, tem sido observada continuamente pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA durante mais de um ano. 

Os resultados elucidam a estrutura interna destas estrelas e a sua evolução até à morte, quando explodem como supernovas e formam estrelas de nêutrons e buracos negros. A equipe científica também utilizou observações feitas com o telescópio Mercator, localizado no Observatório Roque de los Muchachos, em La Palma. 

As estrelas massivas têm uma vida extremamente curta no Universo; têm núcleos muitos densos e quentes, queimam rapidamente o seu combustível e morrem jovens. Quando estas estrelas colapsam, geram uma violenta explosão de supernova e, dependendo da sua massa e da estrutura do seu núcleo, acabam por formar uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. As estrelas massivas são, portanto, fundamentais, não só para compreender os processos físicos responsáveis pela sua evolução, mas também para resolver outras questões fundamentais sobre o Universo. 

Um estudo internacional, liderado pela KU Leuven (Bélgica), aplicou a técnica de asterossismologia para estudar a variabilidade da estrela pulsante HD 192575 que o satélite TESS da NASA tem observado durante mais de um ano. A asterossismologia é o estudo das ondas no interior das estrelas. Estas ondas são afetadas pelas propriedades internas das estrelas e, em particular, pela rotação do seu núcleo, o que nos permite acessar a informação sobre os processos físicos que ocorrem no interior das estrelas a partir das suas alterações de brilho. Estes processos físicos permanecem atualmente não calibrados, mas precisam de ser compreendidos para prever o destino final da estrela. 

O estudo de estrelas massivas requer dados de alta precisão e de longo prazo para análises avançadas. Graças à missão TESS, o estudo de HD 192575 atingiu um nível de detalhe sem precedentes. 

As novas ferramentas de modelagem desenvolvidas neste trabalho permitiram a medida da massa de HD 192575 como sendo 12 vezes a massa do nosso Sol, e uma idade de 15 milhões de anos. A HD 192575 é uma das estrelas mais raras e mais massivas alguma vez modeladas através da asterossismologia. Além disso, descobriu-se que o núcleo de HD 192575 gira cerca de 1,5 vezes mais depressa do que as suas camadas superficiais, o que não é previsto pelos modelos atuais.

Tal como uma bailarina que gira mais depressa aproximando os seus braços esticados para perto do corpo, HD 192575 deveria ter um núcleo que gira mais depressa à medida que envelhece e encolhe. No entanto, a rotação do núcleo que medimos atualmente não é tão rápida em relação às suas camadas exteriores como previsto por modelos de rotação não magnéticos. Os dados do TESS, combinados com os do telescópio Mercator e da missão espacial Gaia da ESA, permitiram à equipe inferir com precisão a quantidade de mistura química nas profundezas de HD 192575 e a massa do seu núcleo, que é um indicador chave da evolução futura de uma estrela massiva e da explosão de supernova.

A determinação exata da massa do núcleo, da idade e do perfil de rotação de HD 192575 faz desta estrela massiva um ponto de calibração único para o ajuste de modelos de evolução estelar, que são, em última análise, fundamentais para compreender o impacto das estrelas massivas na evolução das galáxias e na infância do Universo. 

Um artigo foi publicado no periódico Nature Astronomy. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias