Encontrada uma anã marrom mais quente que o Sol

Esta estrela fracassada é irradiada por sua companheira, uma anã branca, e pode ser usada para estudar Júpiteres quentes.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Um sistema binário a 1.400 anos-luz de distância está aumentando o calor e pode ajudar os especialistas a entender melhor a classe de exoplanetas conhecidos como Júpiteres ultraquentes, gigantes gasosos que estão muito próximos de suas massivas estrelas hospedeiras. 

O sistema único descrito em um novo estudo inclui uma anã marrom cuja temperatura atinge aproximadamente 7.700 °C. Isso o torna mais quente que o Sol, cuja superfície é de 5.500 °C. Mas, as temperaturas sufocantes da anã marrom não são geradas por nenhuma reação nuclear interna própria: em vez disso, ela orbita muito perto de sua companheira, uma anã branca chamada WD 0032-317, que a está explodindo com emissão de radiação. O lado noturno da anã marrom, ou seja, o lado voltado para longe da anã branca, é quase 6.000 °C mais frio. 

Este par de estrelas pode ajudar os cientistas a aprender mais sobre exoplanetas que orbitam muito perto de estrelas massivas e quentes. Os intensos surtos de radiação ultravioleta dessas estrelas podem fazer com que as atmosferas desses planetas evaporem e até vaporizem seu material planetário. Mas, esse processo é difícil de estudar. 

Um sistema anã branca e anã marrom pode servir como um análogo para um sistema de Júpiter ultraquente, que é muito mais fácil de observar. Análogos de Júpiter fornecem uma maneira indireta de estudar as atmosferas de planetas gigantes porque as anãs marrons devem ter atmosferas muito semelhantes às dos planetas gigantes gasosos.

O sistema WD 0032–317 foi observado pela primeira vez por astrônomos que realizaram um levantamento de centenas de anãs brancas no início dos anos 2000 com o Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile. 

Uma anã branca é uma estrela que atingiu a fase final de sua vida, depois de se expandir para uma gigante vermelha quando seu combustível acaba, ela explode suas camadas externas, tudo o que resta é o núcleo quente e inerte. 

O WD 0032–317 foi inicialmente sinalizado como um sistema binário de duas anãs brancas; mas, quando os astrônomos revisitaram os dados, eles viram sinais que eram mais reveladores de uma companheira anã marrom. 

As anãs marrons não são planetas nem estrelas, mas objetos intermediários: pelo menos 13 vezes mais massivas que Júpiter, mas não massivas o suficiente para gerar o calor e a pressão necessários para fundir o hidrogênio em hélio. Por esse motivo, às vezes são chamadas de estrelas fracassadas. 

A anã marrom também pode ser uma das maiores já encontradas, pesando de 75 a 88 vezes a massa de Júpiter. Em observações de acompanhamento, os pesquisadores viram uma emissão vindo do lado sempre voltado para a anã branca. Ele foi originalmente perdido há duas décadas porque as observações originais foram feitas quando o lado noturno da companheira estava voltado para o telescópio. Nos novos dados, o lado diurno da anã marrom está voltado para o telescópio. 

Os astrônomos conhecem apenas um outro exemplo deste fenômeno: KELT-9b, que é tão quente que espalha material por trás dele, imitando a cauda de um cometa. A dificuldade de encontrar Júpiteres ultraquentes se deve em parte ao brilho de suas grandes estrelas hospedeiras próximas. Para complicar ainda mais as coisas, essas estrelas giram rapidamente e são propensas a tempestades estelares. 

Os astrônomos geralmente medem a massa de um exoplaneta medindo o desvio para o vermelho e o desvio para o azul das linhas espectrais da estrela hospedeira conforme a estrela oscila devido à atração gravitacional do exoplaneta. Mas quando uma grande estrela está girando rapidamente e explodindo, o movimento rápido do material da estrela torna mais difícil para discernir a oscilação da estrela. 

Por essas razões, os astrônomos estão interessados em usar anãs marrons que orbitam anãs brancas como análogos de Júpiteres ultraquentes. Os tamanhos relativos desses objetos tornam a anã marrom mais fácil de observar: uma anã marrom tem aproximadamente o mesmo diâmetro de um Júpiter quente, mas as anãs brancas são muito menores do que a maioria das estrelas, aproximadamente do tamanho da Terra. No entanto, eles ainda podem liberar calor residual suficiente para queimar companheiros próximos: no caso de WD 0032–317, a quantidade de radiação ultravioleta extrema que a anã marrom recebe de sua anã branca é 5.600 vezes maior que a de KELT-9b. 

Além de ser um modelo para Júpiteres ultraquentes, o sistema WD 0032–317 também oferece aos cientistas uma visão da evolução das estrelas. Com base em modelos de evolução estelar, a anã marrom parece ter pelo menos alguns bilhões de anos. Mas a anã branca ainda é incrivelmente quente, indicando que faz apenas cerca de 1 milhão de anos desde que se tornou uma anã branca. Além do mais, a anã branca tem uma massa de cerca de 0,4 vezes a do Sol. 

De acordo com a teoria, uma anã branca tão pequena não pode existir por conta própria, levaria uma estrela de massa tão baixa por mais tempo do que a idade do Universo para atingir sua fase de anã branca. Suspeita-se que a anã marrom ajudou a colocar a anã branca no estado em que se encontra hoje porque, em certo momento, elas compartilharam um envelope comum. A evolução do envelope comum é uma fase na vida de uma estrela binária em que duas estrelas ou objetos orbitam dentro de um envelope compartilhado de gás. Nesse caso, o envelope comum se desenvolveu quando a estrela primária se expandiu para uma gigante vermelha, envolvendo a anã marrom. A anã marrom pode ter ajudado a estrela primária a perder parte de sua massa e se tornar uma anã branca antes do esperado para uma única estrela.

Fonte: Astronomy

A galáxia de Maisie é uma das mais antigas já observadas

Graças ao telescópio espacial James Webb, os astrônomos que procuram encontrar algumas das galáxias mais antigas jamais vistas confirmaram agora que uma galáxia detectada pela primeira vez é uma das mais antigas alguma vez encontradas.

© STScI (galáxia de Maisie)

As observações posteriores à primeira detecção da galáxia de Maisie revelaram que remonta a 390 milhões de anos após o Big Bang. Apesar de não ser tão antiga como a equipe liderada pelo astrônomo Steven Finkelstein, da Universidade do Texas em Austin, estimou no verão passado, é, no entanto, uma das quatro galáxias mais antigas já observadas.

Finkelstein, professor de astronomia na Universidade do Texas e pesquisador principal do CEERS (Cosmic Evolution Early Release Science Survey), deu à galáxia o nome da sua filha, pois foi descoberta no dia do seu aniversário. A equipe do CEERS está atualmente avaliando cerca de 10 outras galáxias que podem ser de uma era ainda mais antiga do que a galáxia de Maisie. 

Para saber quando é que a luz que observamos deixou um objeto, é medido o seu desvio para o vermelho, ou seja, a quantidade de cor que foi deslocada devido ao seu movimento para longe de nós. Como vivemos num Universo em expansão, quanto mais recuamos no tempo, maior é o desvio para o vermelho de um objeto. As estimativas originais dos desvios para o vermelho baseavam-se na fotometria, o brilho da luz em imagens utilizando um pequeno número de filtros de frequência alargada.

Para obter uma estimativa mais precisa, a equipe do CEERS solicitou medições de acompanhamento com o instrumento NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph) do telescópio espacial James Webb, que divide a luz de um objeto em muitas frequências estreitas diferentes para identificar com maior precisão a sua composição química, produção de calor, brilho intrínseco e movimento relativo. De acordo com esta última análise espectroscópica, a galáxia de Maisie encontra-se num desvio para o vermelho de z=11,4. 

Este estudo também analisou CEERS-93316, uma galáxia originalmente encontrada nos dados CEERS disponíveis ao público por uma equipe liderada pela Universidade de Edimburgo e que, inicialmente, se estimava ter sido observada 250 milhões de anos após o Big Bang. Numa análise mais aprofundada, a equipa descobriu que CEERS-93316 tem um desvio para o vermelho mais modesto de z=4,9, o que corresponde a cerca de um bilhão de anos após o Big Bang. 

Acontece que o gás quente em CEERS-93316 estava emitindo tanta luz em algumas bandas de frequência estreitas associadas ao oxigênio e ao hidrogênio que fazia com que a galáxia parecesse muito mais azul do que realmente era. Este tom azulado imitava a assinatura que Finkelstein e outros esperavam ver em galáxias muito antigas. Isto deve-se a uma peculiaridade do método fotométrico que acontece apenas para objetos com desvios para o vermelho de cerca de 4,9. Não só esta galáxia parece anormalmente azul, como também é muito mais brilhante do que os modelos atuais preveem para galáxias que se formaram tão cedo no Universo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Texas

Messier 51 com longo tempo de exposição

Um intrigante par de galáxias em interação, Messier 51 (M51) é a 51ª entrada no famoso catálogo de Charles Messier.

© The Deep Sky Collective (M51)

Talvez a nebulosa espiral original, a grande galáxia com estrutura espiral semelhante a um redemoinho vista quase de frente, também seja catalogada como NGC 5194. Seus braços espirais e faixas de poeira varrem a frente de uma galáxia companheira (à direita), NGC 5195.

Cerca de 31 milhões anos-luz de distância, dentro dos limites da constelação Canes Venatici, M51 parece fraca e difusa ao olho em visões telescópicas diretas. Mas esta imagem notavelmente profunda mostra detalhes impressionantes das cores marcantes do par de galáxias e extensos detritos de maré. 

Uma colaboração de astrofotógrafos usando telescópios no planeta Terra combinou mais de 10 dias de tempo de exposição para criar este retrato definitivo da galáxia de M51. A imagem inclui 118 horas de dados de banda estreita que também revelam uma vasta nuvem brilhante de gás hidrogênio ionizado avermelhado descoberto no sistema M51.

Fonte: NASA

Nova descoberta acrescenta à compreensão da formação dos planetas

Uma equipe internacional de cientistas descobriu um planeta incomum, da dimensão de Júpiter, em órbita de uma estrela de baixa massa chamada TOI-4860, situada na direção da constelação de Corvo.

© R. Lea (exoplaneta gigante em torno de estrela minúscula)

O gigante gasoso recém-descoberto, denominado TOI-4860 b, é um exoplaneta incomum por duas razões: não se espera que estrelas de tão baixa massa abriguem planetas como Júpiter e o planeta parece ser particularmente enriquecido com elementos pesados. 

O planeta foi inicialmente identificado pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA como uma queda de brilho enquanto transitava em frente da sua estrela hospedeira, mas estes dados só por si eram insuficientes para confirmar que se tratava de um planeta. 

A equipe utilizou o Observatório SPECULOOS Sul, situado no deserto do Atacama, no Chile, para medir o sinal em vários comprimentos de onda e validou a sua natureza planetária. Foi também observado o exoplaneta imediatamente antes e depois de desaparecer atrás da sua estrela hospedeira, notando que não havia qualquer alteração na luz. Finalmente, a equipe colaborou com um grupo japonês que utilizou o Telescópio Subaru no Havaí. Juntos mediram a massa do exoplaneta para o confirmar completamente. 

O novo gigante gasoso demora cerca de 1,52 dias para completar uma órbita completa em torno da sua estrela hospedeira, mas como a ela é uma estrela fria e de baixa massa, o planeta pode ser referido como um "Júpiter Ameno". Esta é uma subclasse exoplanetária de particular interesse para os astrônomos que procuram desenvolver as suas observações iniciais e aprender mais sobre a formação deste tipo de planetas. 

Graças ao seu período orbital muito curto e às propriedades da sua estrela hospedeira, a descoberta de TOI-4860 b fornece uma oportunidade brilhante para estudar as propriedades atmosféricas de um Júpiter ameno e aprender mais sobre como os gigantes gasosos se formam. Recentemente, a equipe obteve tempo de observação com o VLT (Very Large Telescope), no Chile, que pretendem utilizar para confirmar vários outros exoplanetas com propriedades semelhantes. 

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

Fonte: University of Liège

Desvendado o mistério de um nascimento estelar triplo

Uma equipe internacional de pesquisadores, ao perscrutar as complexidades da criação das estrelas, revelou informações surpreendentes sobre a formação de sistemas estelares triplos.

© NAOJ (ilustração de uma protoestrela tripla)

Os astrônomos usaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para explorar a intrincada estrutura de gás que rodeia as protoestrelas do sistema triplo IRAS 04239+2436. Através do seu estudo, captaram os sinais de rádio das moléculas de monóxido de enxofre (SO), como se ouvissem um sussurro no meio de uma multidão agitada. Estes sinais levou à descoberta de três braços espirais colossais. Descobriu-se que estes braços são filamentos, como uma espécie de tapete rolante cósmico que transportava material para as estrelas recém-nascidas. 

É a primeira vez que se compreende como estes filamentos se formam no meio da dança dinâmica da formação estelar. As estrelas nem sempre brilham sozinhas. De fato, mais de metade delas nascem como parte de sistemas múltiplos. Mas a forma exata como estas estrelas múltiplas se formam é um mistério que os cientistas há muito tentam resolver. Por isso, resolver o mistério do mecanismo de formação de estrelas múltiplas é muito importante para uma teoria abrangente da formação estelar.

Até agora, têm sido propostos vários cenários para a formação de estrelas múltiplas e as discussões sobre os cenários de formação ainda não convergiram. Para compreender o processo de formação de estrelas múltiplas, é necessário observar diretamente o momento em que as protoestrelas múltiplas nascem com a alta resolução e sensibilidade de uma instalação como o ALMA. 

Além disso, recentemente, os cientistas que observam estas protoestrelas, notaram algo intrigante. Viram estruturas feitas de gás, denominadas filamentos. Estes rios cósmicos fluem e transportam materiais vitais diretamente para as protoestrelas. A observação destes fluxos é crucial porque mostra como as protoestrelas absorvem gás para crescer, mas a forma como estes filamentos se formam ainda não é clara. Uma vez que se espera que os fluxos de gás em torno das protoestrelas de sistemas multiestelares tenham uma estrutura complexa, a observação detalhada com a alta resolução do ALMA é uma ferramenta poderosa para investigar a origem dos filamentos. 

Foram observadas as ondas de rádio emitidas pelas moléculas de monóxido de enxofre (SO) em torno do jovem sistema estelar múltiplo IRAS 04239+2436. Este sistema protoestelar triplo está localizado a cerca de 460 anos-luz da Terra. Os astrônomos esperavam detectar moléculas de SO na zona onde as ondas de choque estão presentes e observar um movimento violento do gás em torno das protoestrelas. Como resultado das observações, detectaram moléculas de SO em volta das três protoestrelas. 

Descobriram que a distribuição das moléculas de SO forma grandes braços espirais que se estendem até 400 UA (unidades astronômicas). Além disso, obtiveram com sucesso a velocidade do gás que contém moléculas de SO com base na mudança de frequência das ondas de rádio devido ao efeito Doppler. De acordo com a análise do movimento do gás, verificou-se que os braços espirais traçados pelas moléculas de SO são filamentos que fluem em direção ao protosistema triplo.

Para analisar melhor o movimento do gás, a equipe comparou a velocidade observada do gás com simulações numéricas que modelam a formação de estrelas múltiplas dentro de uma nuvem de gás natal. Estas simulações foram realizadas utilizando o "ATERUI" e o "ATERUI II", supercomputadores dedicados à astronomia no Centro de Astrofísica Computacional do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan). Na simulação, formam-se três protoestrelas na nuvem de gás, e o gás perturbado em torno do sistema protoestelar triplo excita ondas de choque sob a forma de braços espirais.

Até agora, foram propostos dois cenários para a formação de estrelas múltiplas. O primeiro é o "cenário de fragmentação turbulenta", em que a nuvem turbulenta de gás se fragmenta em condensações de gás, cada uma evoluindo para uma protoestrela. O segundo é o "cenário de fragmentação do disco", em que o disco de gás que rodeia um fragmento de protoestrela forma uma nova protoestrela, dando origem a múltiplas estrelas. 

A protoestrela tripla aqui observada pode ser explicada por um cenário híbrido em que o processo de formação estelar começa como uma turbulenta nuvem de gás nativo, semelhante ao cenário de fragmentação turbulenta. Depois, as sementes de novas protoestrelas são produzidas no disco, como no cenário de fragmentação do disco e a turbulência do gás circundante faz com que os braços espirais se estendam amplamente. Os resultados observacionais são muito semelhantes aos resultados da simulação, indicando que a protoestrela tripla observada é o primeiro objeto confirmado demonstrando a formação de estrelas múltiplas por um cenário híbrido. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A influência dos ventos de estrelas frias nas atmosferas exoplanetárias

Recorrendo a simulações numéricas de última geração, um estudo liderado por cientistas do Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP) obteve a primeira caracterização sistemática das propriedades dos ventos estelares numa amostra de estrelas frias.

© K. Riebe / J. Fohlmeister (vento estelar agindo sobre exoplaneta)

Descobriram que as estrelas com campos magnéticos mais fortes produzem ventos mais potentes. Estes ventos criam condições desfavoráveis para a sobrevivência de atmosferas planetárias, afetando assim a possível habitabilidade destes sistemas. O Sol está entre as estrelas mais abundantes do Universo, conhecidas como "estrelas frias". Estas estrelas estão divididas em quatro categorias (tipo F, G, K e M) que diferem em tamanho, temperatura e brilho. 

O Sol é uma estrela relativamente média e pertence à categoria G. As estrelas mais brilhantes e maiores do que o Sol estão na categoria F, enquanto as estrelas K são ligeiramente menores e mais frias do que o Sol. As estrelas menores e mais fracas são as estrelas M, também conhecidas como anãs vermelhas devido à cor com que emitem a maior parte da sua luz. 

Observações de satélite revelaram que, para além da luz, o Sol emite um fluxo persistente de partículas conhecido como vento solar. Estes ventos viajam através do espaço interplanetário e interagem com os planetas do Sistema Solar, incluindo a Terra. A bela exibição de auroras perto dos polos norte e sul é, de fato, produzida por esta interação. No entanto, estes ventos também podem ser prejudiciais, pois podem corroer uma atmosfera planetária estável, como foi o caso de Marte. 

Embora se saiba muito sobre o vento solar através de missões como a Solar Orbiter, o mesmo não acontece com outras estrelas frias. O problema é que não é possível ver estes ventos estelares diretamente, limitando o estudo da sua influência no gás rarefeito que preenche a cavidade entre as estrelas da Galáxia. No entanto, esta abordagem tem várias limitações e só é aplicável a um número reduzido de estrelas. 

Isto motiva o uso de simulações e modelos de computador para prever as várias propriedades dos ventos estelares sem que os astrônomos tenham de os observar. Neste contexto, astrônomos realizaram o primeiro estudo sistemático das propriedades do vento estelar esperadas para as estrelas F, G, K e M. Para o efeito, utilizaram simulações numéricas empregando um dos modelos mais sofisticados atualmente disponíveis, orientado pela distribuição observada do campo magnético em grande escala de 21 estrelas bem observadas. As simulações foram efetuadas nas instalações de supercomputação do AIP e do LRZ (Leibniz Rechenzentrum). 

A equipe examinou a forma como as propriedades das estrelas, tais como a gravidade, a intensidade do campo magnético e o período de rotação, afetam as características do vento em termos de velocidade ou densidade. Os resultados incluem uma caraterização exaustiva das propriedades do vento estelar em todos os tipos de espetro que, entre outros resultados, indicam a necessidade de rever os pressupostos anteriores sobre as velocidades do vento estelar quando se estimam as taxas de perda de massa associadas a partir de observações.

Para além disso, as simulações permitem prever o tamanho esperado da superfície crítica de Alfvén, ou seja, a fronteira entre a coroa da estrela e o seu vento estelar. Esta informação é fundamental para determinar se um sistema planetário pode ou não estar sujeito a fortes interações magnéticas entre a estrela e o planeta, que podem ocorrer quando a órbita planetária entra ou fica completamente embebida na superfície crítica de Alfvén da sua estrela hospedeira. 

Estas descobertas mostram que as estrelas com campos magnéticos maiores do que o do Sol têm ventos mais rápidos. Em alguns casos, a velocidade do vento estelar pode ser até cinco vezes superior à velocidade média do vento solar, que é tipicamente de 450 km/s. A pesquisa permitiu avaliar a intensidade dos ventos destas estrelas nas chamadas "Zonas Habitáveis", definidas como as distâncias orbitais a que os exoplanetas rochosos podem sustentar água líquida à superfície, desde que tenham uma pressão atmosférica semelhante à da Terra. 

Encontraram condições mais amenas em torno de estrelas de tipo F e G, comparáveis às que a Terra experimenta em torno do Sol, e ambientes de ventos cada vez mais severos para estrelas de tipo K e M. Estes ventos estelares intensos afetam fortemente qualquer potencial atmosfera que o planeta possa ter. Este fenômeno está bem documentado na física solar entre planetas rochosos e o Sol, mas não no caso de sistemas exoplanetários. Isto requer estimativas do vento estelar para avaliar processos semelhantes aos que observamos entre os ventos solares e as atmosferas planetárias. 

A informação sobre o vento estelar era até agora desconhecida para estrelas da sequência principal F a M, o que torna este estudo importante no contexto da habitabilidade. O estudo foi feito para 21 estrelas, mas os resultados são suficientemente gerais para serem aplicados a outras estrelas frias da sequência principal. Esta pesquisa abre caminho a futuras investigações sobre observações do vento estelar e o seu impacto na erosão de atmosferas planetárias. 

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

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik

Um mistério do campo magnético no espaço

Pesquisadores da Universidade de Yale poderão ter resolvido um enigma de longa data sobre a razão pela qual certos meteoritos metálicos apresentam vestígios de um campo magnético, uma descoberta que poderá elucidar a formação de dínamos magnéticos no núcleo dos planetas.

© P. Rubin (ilustração de um asteroide metálico)

O magnetismo planetário é fundamental para compreender tanto a estrutura interna como a evolução de muitos corpos celestes. Os núcleos da Terra, de Mercúrio e de duas luas de Júpiter, Ganimedes e Io, por exemplo, geram todos campos magnéticos detectáveis. E há vestígios de magnetismo antigo encontrados em Marte e na nossa Lua. Mas também há meteoritos - pequenas rochas espaciais que caíram para a Terra - que contêm indícios de magnetismo. 

Os cientistas afirmam que alguns meteoritos ferrosos contêm remanescentes de um campo magnético gerado internamente, o que não deveria ser possível. Embora se pense que os meteoritos de ferro representem os núcleos metálicos dos asteroides (pequenos corpos planetários), não se espera que estes núcleos tenham as características internas altamente específicas necessárias para gerar e registar simultaneamente magnetismo.

Num novo estudo, os cientistas Zhongtian Zhang e David Bercovici propõem que, sob certas condições, as colisões entre asteroides podem levar à formação de asteroides metálicos que podem gerar um campo magnético e registar o magnetismo através dos seus próprios materiais. Pequenos fragmentos destes asteroides, com vestígios de magnetismo, poderiam cair na Terra como meteoritos.

Este trabalho inspirou os cientistas a considerar a questão de saber se o fenômeno "pilha de escombros" - que são criadas quando as forças gravitacionais fazem com que os fragmentos das colisões de asteroides se voltem a formar em novas combinações - poderia ser relevante para a geração de um campo magnético. 

A modelagem dos pesquisadores sugere que, após a colisão de um asteroide, é possível que se formem novos asteroides com grande teor metálico, com um núcleo interno frio, rodeado por uma camada externa líquida mais quente. Quando o núcleo mais frio começa a retirar calor da camada exterior e elementos mais leves, como o enxofre, são liberados, a convecção tem início; que, por sua vez, cria um campo magnético. 

De acordo com o modelo, este tipo de dínamo poderia gerar um campo magnético durante vários milhões de anos, o que seria o tempo suficiente para que a sua presença fosse detectada em meteoritos ferrosos pelos cientistas, bilhões de anos mais tarde.

O estudo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences. 

Fonte: Yale University

Um exoplaneta está evaporando lentamente sua atmosfera

Um jovem planeta que gira em torno de uma petulante estrela anã vermelha está mudando de forma imprevisível, órbita a órbita.

© STScI (exoplaneta passando em frente da estrela anã vermelha AU Microscopii)

Está tão próximo da sua estrela hospedeira que recebe um surto torrencial e consistente de energia, que evapora a sua atmosfera de hidrogênio, fazendo com que esta se desprenda do planeta. 

Mas durante uma órbita observada com o telescópio espacial Hubble, o planeta pareceu não estar perdendo qualquer material, enquanto numa outra órbita observada com o Hubble ano e meio depois mostrava sinais claros de perda atmosférica. Esta extrema variabilidade entre órbitas foi surpreendente. 

Localizada a 32 anos-luz da Terra, a estrela AU Microscopii (AU Mic) abriga um dos sistemas planetários mais jovens alguma vez observados. A estrela tem menos de 100 milhões de anos (uma pequena fração da idade do nosso Sol, que tem 4,6 bilhões de anos). O planeta mais interior, AU Mic b, tem um período orbital de 8,46 dias e está a apenas 9,6 milhões de quilômetros da estrela (cerca de 1/10 da distância do planeta Mercúrio ao nosso Sol). O planeta gasoso e inchado tem cerca de quatro vezes o diâmetro da Terra. AU Mic b foi descoberto pelos telescópios espaciais Spitzer e TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA em 2020. Foi detectado através do método de trânsito, o que significa que os telescópios podem observar uma ligeira diminuição do brilho da estrela quando o planeta passa à sua frente. 

As anãs vermelhas como AU Microscopii são as estrelas mais abundantes da nossa Galáxia, a Via Láctea. Por conseguinte, devem abrigar a maioria dos planetas da nossa Galáxia. Mas poderão os planetas como AU Mic b, que orbitam estrelas anãs vermelhas, ser hospitaleiros para a vida? 

Um dos principais desafios é o fato de as anãs vermelhas jovens terem ferozes erupções estelares que liberam radiação devastadora. Este período de grande atividade dura muito mais tempo do que o de estrelas como o nosso Sol. As erupções são alimentadas por campos magnéticos intensos que ficam emaranhados devido aos movimentos da atmosfera estelar. Quando o emaranhado se torna demasiado intenso, os campos quebram-se e voltam a ligar-se, liberando enormes quantidades de energia que são 100 a 1.000 vezes mais energéticas do que o nosso Sol libera nas suas explosões. 

Nestas condições tórridas, os planetas que se formam nos primeiros 100 milhões de anos após o nascimento da estrela devem sofrer a maior quantidade de fuga atmosférica. Isto pode acabar por despojar completamente um planeta da sua atmosfera.

Embora o brilho da estrela impeça o Hubble de ver o planeta diretamente, o telescópio pode medir as alterações no brilho aparente da estrela causadas pelo hidrogênio que foge do planeta e que escurece a luz da estrela quando o planeta transita. Este hidrogênio atmosférico foi aquecido ao ponto de escapar à gravidade do planeta. As mudanças nunca antes vistas no fluxo atmosférico de AU Mic b podem indicar uma variabilidade rápida e extrema nos surtos da anã vermelha hospedeira. Há tanta variabilidade porque a estrela tem muitas linhas de campo magnético. 

Uma possível explicação para a ausência de hidrogênio durante um dos trânsitos do planeta é que uma poderosa erupção estelar, observada sete horas antes, pode ter fotoionizado o hidrogênio em fuga ao ponto deste se tornar transparente à luz, não sendo assim detectável. Outra explicação é que o próprio vento estelar está moldando o fluxo planetário, tornando-o observável em alguns momentos e não observável em outros. 

Este fenômeno está previsto em alguns modelos, como os de John McCann e Ruth Murray-Clay da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, mas este é o primeiro tipo de evidência observacional de que tal acontece e num grau tão extremo. As observações de acompanhamento, pelo telescópio espacial Hubble, de mais trânsitos de AU Mic b deverão fornecer pistas adicionais sobre a estranha variabilidade da estrela e do planeta, testando ainda mais os modelos científicos do escape e da evolução da atmosfera exoplanetária. 

Um artigo científico foi aceito para publicação no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma rara e misteriosa fonte de rádio está emitindo há três décadas

Em 1988, radiotelescópios captaram um sinal transiente de 15.000 anos-luz de distância dentro da constelação de Scutum, o Escudo. Mas permaneceu despercebido por três décadas.

© ICRAR (ilustração de um magnetar emitindo raios X)

Os astrofísicos recentemente redescobriram o objeto, onde sua fonte pode ser um magnetar, um tipo raro de estrela de nêutrons com um poderoso campo magnético que envia energia para o espaço enquanto gira. 

Nomeada GPM J1839-10, esta estrela exibe um comportamento diferente de qualquer outro observado anteriormente. Todos os outros magnetares conhecidos têm períodos rápidos que variam de alguns segundos a alguns minutos. Mas o objeto recém-descoberto produz poderosas rajadas de radiação de cinco minutos a cada 21 a 22 minutos, tornando-o de longe o magnetar de período mais prolongado já detectado.

A descoberta levanta questões sobre a evolução e formação de magnetares e pode ajudar os pesquisadores a entender ocorrências misteriosas como rajadas rápidas de rádio, que também se acredita que surjam em magnetares. 

As estrelas de nêutrons são remanescentes estelares às vezes deixados para trás depois que uma estrela massiva se transforma em supernova no final de sua vida. Estas estrelas têm campos magnéticos tão poderosos quanto cem trilhões de ímãs de geladeira. Os magnetares são uma subclasse de estrelas de nêutrons com um campo magnético extremamente forte. Os campos magnéticos dos magnetares são mil vezes mais fortes que as estrelas de nêutrons comuns e um trilhão de vezes mais que o Sol. Às vezes, os magnetares também emitem pequenas rajadas de radiação. 

Existem apenas uma dúzia de magnetares conhecidos, e os astrônomos ainda não conhecem as condições específicas que criam magnetares. Eles normalmente emitem radiação em raios X de alta energia, em vez de ondas de rádio de baixa energia. Portanto, a maioria dos magnetares foi detectada primeiro com telescópios de raios X, não com radiotelescópios.

Antes de encontrar o GPM J1839-10, os astrônomos notaram um objeto de rádio misterioso diferente, apelidado de GLEAM-X J162759.5–523504.3 (GLEAM-X J1627 para abreviar), em 2018. Com um período de 18 minutos, parecia ser um magnetar com um chamado período ultralongo muito maior do que outros objetos conhecidos. A equipe publicou um estudo na Nature em 2022 descrevendo a estranha fonte.

Sabe-se que um número muito pequeno de magnetares produz ondas de rádio por algumas semanas a meses. Estes magnetares de rádio, há cerca de seis ou sete deles, foram os mais adequados para esta fonte de 18 minutos. A equipe escaneou os céus com o Murchison Widefield Array entre julho e setembro de 2022 para procurar objetos semelhantes ao magnetar anterior. O telescópio, localizado no interior da Austrália Ocidental, encontrou o GPM J1839-10, que emite flashes de energia que duram até cinco minutos, cinco vezes mais que o GLEAM-X J1627, cujos pulsos duram apenas cerca de um minuto. Outros telescópios, incluindo três telescópios CSIRO na Austrália, o radiotelescópio MeerKAT na África do Sul, o Gran Telescopio Canarias na Espanha e o telescópio espacial XMM-Newton seguiram para confirmar suas características únicas.

A equipe pesquisou arquivos dos radiotelescópios do mundo para ver se o possível magnetar foi observado anteriormente. Eles descobriram que o objeto estava escondido à vista de todos há décadas, com registros de GPM J1839-10 datados de 1988 do NRAO Very Large Array no Novo México. Encontrar o objeto em dados de arquivo permitiu à equipe confirmar sua existência. 

Por outro lado, os sinais de rádio do GLEAM-X J1627 duraram três meses em oito anos de observações. Talvez o mais intrigante, quando a equipe procurou GPM J1839-10 com um telescópio de raios X, eles descobriram que não estava produzindo nenhum raio X. Então, a falta de emissão de raios X do GPM J1839-10, juntamente com seu longo período, torna um pouco mais difícil acreditar que possa ser um magnetar. Nem todas as estrelas de nêutrons produzem ondas de rádio. Alguns são encontrados abaixo do que é conhecido como “linha da morte”, onde o campo magnético de uma estrela de nêutrons se torna muito fraco e sua rotação é muito lenta para gerar emissão de rádio.

Em vez de uma estrela de nêutrons, GPM J1839-10 poderia ser uma estranha anã branca altamente magnética. As anãs brancas, que são os núcleos remanescentes de estrelas semelhantes ao Sol que não explodem, têm campos magnéticos menos intensos do que as estrelas de nêutrons (e especialmente os magnetares). As anãs brancas são maiores que as estrelas de nêutrons e, portanto, giram mais lentamente, o que poderia explicar o longo período de GPM J1839-10. 

Ou, claro, há um terceiro cenário: o GPM J1839-10 pode ser um objeto totalmente novo nunca antes visto nos céus. Seja o que for, à medida que mais objetos como GPM J1839-10 e GLEAM-X J1627 são encontrados, eles sugerem que as fontes de rádio de período ultralongo não são tão raras quanto se pensava.

Detalhes sobre a redescoberta foram publicados na revista Nature.

Fonte: Astronomy

Fusões de galáxias elucidam o modelo de evolução galáctica

Um astrônomo australiano resolveu um mistério centenário sobre a forma como as galáxias evoluem de um tipo para outro.

© Gemini (NGC 4567 e NGC 4568)

O mesmo estudo mostra que a Via Láctea nem sempre foi uma espiral. O trabalho do professor Alister Graham, da Universidade de Swinburne, utiliza observações e conhecimentos novos e antigos para revelar como ocorre a especiação das galáxias. 

Nas décadas de 1920 e 1930, o astrônomo Edwin Hubble e outros estabeleceram uma sequência de variações na anatomia das galáxias, agora conhecida como classificação de Hubble ou diagrama de Hubble. Esta sequência carece de trajetórias evolutivas, mas continua sendo amplamente utilizada para classificar as galáxias com base no seu aspecto visual. 

As galáxias podem conter bilhões de estrelas que seguem ordenadamente órbitas circulares num disco apinhado num aglomerado esférico ou em forma de elipse. Estes discos podem conter padrões espirais, sendo que estas galáxias espirais definem um dos extremos da classificação de Hubble, há muito conhecida. Nesta sequência, as galáxias em forma de lentilha, conhecidas como galáxias lenticulares, com uma estrutura esférica central num disco sem espiral, foram consideradas a população de transição entre as galáxias espirais dominadas pelo disco, como Via Láctea, e as galáxias de forma elíptica, como M87. 

No novo estudo, o professor Graham analisou imagens ópticas do telescópio espacial Hubble e imagens infravermelhas do telescópio espacial Spitzer de 100 galáxias próximas. Comparando a sua massa estelar e a massa do buraco negro central, descobriu dois tipos de galáxias lenticulares: velhas e pobres em poeira, e ricas em poeira. 

As galáxias lenticulares ricas em poeira são construídas a partir de fusões de galáxias espirais. As galáxias espirais podem ter um pequeno esferoide central e um disco contendo braços espirais de estrelas, gás e poeira que se estendem para fora do centro. As galáxias lenticulares poeirentas têm esferoides e buracos negros notavelmente mais proeminentes do que as galáxias espirais e do que as galáxias lenticulares pobres em poeira. Numa reviravolta dos acontecimentos, este estudo mostrou que as galáxias espirais residem a meio caminho entre os dois tipos de galáxias em forma de lentilha. 

Se as galáxias lenticulares, pobres em poeira, acretam gás e material, isto pode perturbar gravitacionalmente o seu disco, induzindo um padrão espiral e alimentando a formação de estrelas, alterando a sua estrutura e forma. A Via Láctea tem várias galáxias satélites menores, como a anã de Sagitário e a anã de Cão Maior, e a sua estrutura revela uma rica história de aquisições. É provável que a Via Láctea tenha sido, em tempos, uma galáxia lenticular pobre em poeira que acretou material, incluindo a satélite Gaia Salsicha-Encélado, e que, com o tempo, evoluiu para a galáxia espiral em que vivemos atualmente. 

Imagens profundas obtidas por inúmeros telescópios terrestres nos últimos anos mostraram que esta é uma caraterística comum às galáxias espirais. Algumas aquisições serão mais dramáticas. Um acoplamento deste tipo está previsto para daqui a 4 a 6 bilhões de anos, quando a Via Láctea e a galáxia de Andrômeda colidirem. A sua colisão destruirá os atuais padrões espirais em ambas as galáxias, dando origem a uma galáxia fundida com um esferoide mais dominante, lançará muitas nuvens de poeira e será acompanhada por um aumento da massa do buraco negro central. Isto levará ao nascimento de uma galáxia lenticular rica em poeira. 

A fusão subsequente de duas galáxias lenticulares poeirentas parece ser suficiente para apagar completamente os seus discos e para criar uma galáxia elíptica, incapaz de reter nuvens de gás frio com poeira. De certa forma, as galáxias lenticulares, pobres em poeira, aparecem como um registo fóssil das galáxias primordiais do Universo. Estas galáxias dominadas por discos são muito antigas e comuns. 

A fusão de duas delas, no Universo jovem, pode explicar a recente observação pelo telescópio espacial James Webb de uma galáxia massiva dominada por um esferoide quando o Universo tinha 700 milhões de anos. Além disso, a nova pesquisa revelou também que a fusão de duas galáxias elípticas é suficiente para explicar as galáxias mais massivas do Universo atual, observadas nos centros de aglomerados de galáxias com 1.000 membros. 

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

Fonte: Royal Astronomical Society

Uma estrela com "duas faces"

Pela primeira vez, os astrônomos descobriram que pelo menos um membro das anãs brancas tem duas faces.

© Caltech / K. Miller (ilustração da anã branca Jano)

Um dos lados de uma anã branca é composto por hidrogênio, enquanto o outro é composto por hélio. A superfície da anã branca muda completamente de um lado para o outro. 

As anãs brancas são os remanescentes escaldantes de estrelas que já foram como o nosso Sol. À medida que as estrelas envelhecem, transformam-se em gigantes vermelhas; eventualmente, o seu material exterior é expelido e os seus núcleos contraem-se em anãs brancas densas e escaldantes. O nosso Sol evoluirá para uma anã branca dentro de cerca de 5 bilhões de anos. 

A recém-descoberta anã branca, apelidada de Jano em homenagem ao deus romano, com duas caras, das mudanças e transições (o nome científico da anã branca é ZTF J203349.8+322901.1), foi inicialmente descoberta pelo ZTF (Zwicky Transient Facility), um instrumento que varre o céu todas as noites a partir do Observatório Palomar do Caltech, perto de San Diego, EUA. 

Os astrônomos estavam procurando anãs brancas altamente magnetizadas, como o objeto conhecido como ZTF J1901+1458. Um dos objetos candidatos destacou-se pelas suas rápidas mudanças de brilho, que foi analisada mais a fundo com o instrumento CHIMERA, também em Palomar, e o HiPERCAM no GTC (Gran Telescopio Canarias), nas Ilhas Canárias, Espanha. 

Estes dados confirmaram que Jano completa uma rotação de 15 em 15 minutos. Observações subsequentes feitas com o Observatório W. M. Keck no topo de Maunakea, no Havaí, revelaram a dramática natureza de dupla face da anã branca. A equipe usou um instrumento chamado espetrômetro para espalhar a luz da anã branca num arco-íris de comprimentos de onda que contém impressões digitais químicas. Os dados revelaram a presença de hidrogênio quando um dos lados do objeto estava à vista (sem sinais de hélio), e apenas hélio quando o outro lado era visível. 

O que é que levaria uma anã branca, flutuando sozinha no espaço, a ter faces tão drasticamente diferentes? A equipe reconhece que está perplexa, mas avançou com algumas teorias possíveis. Uma delas é que podemos estar assistindo a Jano passando por uma fase rara da evolução de uma anã branca. Após a formação das anãs brancas, os elementos mais pesados afundam-se para o núcleo e os elementos mais leves, como o hidrogênio, flutuam para o topo. Mas com o tempo, à medida que as anãs brancas arrefecem, pensa-se que os materiais se misturem. Em alguns casos, o hidrogênio é misturado no interior e diluído de tal forma que o hélio se torna mais predominante. 

A estrela Janus pode estar realizando esta fase de transição, mas uma questão premente é: porque é que a transição está acontecendo de forma tão desarticulada, com um lado evoluindo antes do outro? A resposta pode estar nos campos magnéticos, que à volta dos corpos cósmicos tendem a ser assimétricos, ou seja, mais fortes num dos lados. Os campos magnéticos podem impedir a mistura de materiais. Assim, se o campo magnético for mais forte de um lado, ele terá menos mistura e, portanto, mais hidrogênio. Outra teoria proposta pela equipe para explicar as duas faces também depende dos campos magnéticos. Mas, neste cenário, pensa-se que os campos alterem a pressão e a densidade dos gases atmosféricos. Os campos magnéticos podem levar a pressões de gás mais baixas na atmosfera, o que pode permitir a formação de um "oceano" de hidrogênio onde os campos magnéticos são mais fortes. 

Para ajudar a resolver o mistério, a equipe espera encontrar mais anãs brancas do tipo Jano com o levantamento do céu do ZTF. Futuras explorações, como as que serão efetuadas pelo Observatório Vera C. Rubin, no Chile, deverão facilitar ainda mais a descoberta de anãs brancas variáveis. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: W. M. Keck Observatory

Retornando às galáxias do Rio

As grandes galáxias crescem englobando as pequenas.

© R. Colombari, M. Zamani & D. de Martin (NGC 1531 & NGC 1532)

Até a nossa própria galáxia se envolve em uma espécie de canibalismo galáctico, absorvendo pequenas galáxias que estão muito próximas e são capturadas pela gravidade da Via Láctea.

Na verdade, a prática é comum no Universo e ilustrada por este impressionante par de galáxias em interação nas margens da constelação austral de Eridanus, o Rio. Localizada a mais de 50 milhões de anos-luz de distância, a grande e distorcida espiral NGC 1532 é vista travada em uma luta gravitacional com a galáxia anã NGC 1531, sendo que a galáxia menor acabará perdendo. 

Visto quase de lado, a galáxia espiral NGC 1532 se estende por cerca de 100.000 anos-luz. As galáxias em fusão são captadas nesta nítida imagem da Dark Energy Camera montada no Telescópio Blanco de 4 metros no Observatório Interamericano de Cerro Tololo, no Chile.

Acredita-se que o par NGC 1531 e NGC 1532 seja semelhante ao sistema bem estudado de espiral frontal e pequena companheira conhecido como M51.

Fonte: NASA