Encontrados sinais de possíveis auroras numa anã marrom isolada

Recorrendo ao telescópio espacial James Webb, os astrônomos descobriram uma anã marrom (um objeto mais massivo do que Júpiter, mas menor do que uma estrela) com emissões infravermelhas de metano, provavelmente devido à energia na sua atmosfera superior.

© STScI (ilustração de aurora numa anã marrom)

Esta é uma descoberta inesperada porque a anã marrom, W1935, é fria e não tem uma estrela hospedeira; por isso, não há uma fonte óbvia para a energia da atmosfera superior. A equipe especula que a emissão de metano pode ser devida a processos que geram auroras. 

Para ajudar a explicar o mistério da emissão infravermelha do metano, a equipe voltou-se para o nosso Sistema Solar. A emissão de metano é uma característica comum em gigantes gasosos como Júpiter e Saturno. O aquecimento da atmosfera superior, que alimenta esta emissão, está relacionado com as auroras. Na Terra, as auroras são criadas quando as partículas energéticas lançadas para o espaço pelo Sol são capturadas pelo campo magnético da Terra. Estas partículas caem em cascata na nossa atmosfera ao longo das linhas do campo magnético perto dos polos da Terra, colidindo com as moléculas de gás e criando misteriosas e dançantes cortinas de luz. Júpiter e Saturno têm processos aurorais semelhantes que envolvem a interação com o vento solar, mas também recebem contribuições aurorais de luas ativas próximas como Io (para Júpiter) e Encélado (para Saturno). 

Para anãs marrons isoladas como W1935, a ausência de um vento estelar que contribua para o processo auroral e explique a energia extra na atmosfera superior, necessária para a emissão de metano, é um mistério. Supõe-se que processos internos não contabilizados, como os fenômenos atmosféricos de Júpiter e Saturno, ou interações externas com plasma interestelar ou uma lua ativa próxima, podem ajudar a explicar a emissão. 

A descoberta das auroras é como uma história de detetive. Os astrônomos investigaram 12 anãs marrons frias. Entre elas estavam W1935 - um objeto que foi descoberto pelo cientista cidadão Dan Caselden, que trabalhou com o projeto Backyard Worlds da plataforma Zooniverse - e W2220, um objeto que foi descoberto usando o WISE (Wide Field Infrared Survey Explorer) da NASA. 

O Webb revelou em pormenor que W1935 e W2220 pareciam ser quase clones uma da outra em termos de composição. Também partilhavam características como brilho, temperaturas e espectros de água, amoníaco, monóxido de carbono e dióxido de carbono. A exceção notável era que W1935 mostrava emissão de metano, em oposição à característica de absorção prevista para W2220. Isto foi observado num comprimento de onda infravermelho distinto, ao qual o Webb é particularmente sensível.

Mas em vez de absorver a luz, o metano estava brilhando. A equipa utilizou modelos de computador para inferir o que poderia estar por detrás da emissão. O trabalho de modelação mostrou que W2220 tinha uma distribuição de energia esperada em toda a atmosfera, arrefecendo com o aumento da altitude. W1935, por outro lado, teve um resultado surpreendente. O melhor modelo favorecia uma inversão de temperatura, em que a atmosfera ficava mais quente com o aumento da altitude.

Este tipo de fenômeno já foi visto em planetas com uma estrela próxima que pode aquecer a estratosfera, mas vê-lo num objeto sem uma fonte de calor externa óbvia é incrível. Para procurar pistas, a equipe olhou para os planetas do nosso Sistema Solar. Os planetas gigantes gasosos podem servir de indicadores para o que está ocorrendo a mais de 40 anos-luz de distância na atmosfera de W1935. 

Esta não é a primeira vez que uma aurora é usada para explicar uma observação numa anã marrom. Foram detectadas emissões de rádio provenientes de várias anãs marrons mais quentes e invocaram as auroras como a explicação mais provável. Foram feitas pesquisas com telescópios terrestres, como o Observatório W. M. Keck, para encontrar assinaturas infravermelhas destas anãs marrons emissoras de rádio a fim de melhor caracterizar o fenômeno, com resultados inconclusivos. 

W1935 é a primeira candidata auroral fora do Sistema Solar com a assinatura da emissão de metano e a mais fria, com uma temperatura efetiva de cerca de 200º C, cerca de 300º C mais quente do que Júpiter. W1935 não tem uma estrela companheira, pelo que o vento estelar não pode contribuir para o fenômeno. Ainda não se sabe se uma lua ativa poderá desempenhar um papel na emissão de metano em W1935.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma galáxia sem estrelas visíveis

Os astrônomos encontraram algo bizarro: uma galáxia que parece ser feita apenas de gás.

© STScI (ilustração de galáxia vista no rádio)

 A galáxia, J0613+52, apareceu em uma pesquisa com o gás de hidrogênio neutro em cerca de 350 galáxias difusas chamadas galáxias de brilho de baixa superfície. Estes são sistemas pelo menos uma magnitude mais fraca do que o brilho ambiente do céu noturno. Elas têm muito poucas estrelas, tornando-as desafiadoras para serem identificadas por telescópios de luz visível, e é por isso que são procuradas nos comprimentos de onda do rádio. Mas, graças a um erro de coordenada fortuita, Karen O'Neil, do Green Bank Observatory (GBT), e seus colegas encontraram algo ainda mais estranho: um disco de gás sem estrelas. 

A galáxia escura fica a 270 milhões de anos-luz de distância, logo acima do laço da constelação de Auriga. Sendo observada na região do rádio, ela contém mais de 1 bilhão de sóis com hidrogênio girando rapidamente de maneira organizada, marcas do que deve ser uma galáxia espiral bastante normal e massiva. Porém, não são detectadas nenhuma estrela.

Isto é a descoberta de uma galáxia primordial, uma galáxia que tão difusa, ela não foi capaz de formar estrelas prontamente. Notavelmente, a galáxia escura é uma solitária: nenhuma outra galáxia se amontoou nas proximidades. Sem vizinhas para assedia-lá gravitacionalmente, não haveria nada para mexer e comprimir a formação de gás. 

A galáxia pode de fato ter algumas estrelas, mas são tão poucas que até agora não foram observadas. A equipe espera no futuro que amplie algumas magnitudes mais profundamente para procurar alguma luz estelar. Galáxias como essas são importantes porque testam as teorias sobre a formação de estrelas e a evolução das galáxias. 

Objetos como J0613+52 devem ser raros, porque grandes pesquisas de rádio anteriores não identificaram. Para encontrar mais, os astrônomos provavelmente precisarão de uma análise profunda e de céu completo, talvez com a câmera avançada de matriz de banda L avançada do GBT com o instrumento astronômico Advanced Cryogenic L-Band Phased Array Camera for Arecibo (ALPACA). Mesmo assim, estudar galáxias escuras e difusas é um desafio, porque leva tanto tempo de observação; a detecção de apenas uma galáxia de brilho superficial baixo pode exigir mais de 100 horas na sua maior configuração.

Fonte: Sky & Telescope

Buracos negros massivos dominam pequenas galáxias no Universo distante

Os astrônomos descobriram que os buracos negros supermassivos nos centros das primeiras galáxias são muito mais massivos do que o esperado.

© CfA / M. Weiss (buraco negro no interior de uma galáxia)

Na ilustração, um buraco negro (centro) está contido numa pequena galáxia hospedeira no Universo distante (esquerda). No Universo próximo (à direita), o buraco negro do mesmo tamanho estaria hospedado numa galáxia muito maior.

Estes buracos negros surpreendentemente robustos oferecem novas informações sobre as origens de todos os buracos negros supermassivos, bem como sobre os estágios iniciais da vida da sua galáxia hospedeira. 

Em galáxias próximas e maduras como a Via Láctea, a massa total das estrelas supera largamente a massa do grande buraco negro encontrado no centro da galáxia em cerca de 1.000 para 1. Nas galáxias distantes recém-descobertas, no entanto, essa diferença de massa cai para 100 ou 10 para 1, e até 1 para 1, o que significa que o buraco negro pode igualar a massa combinada das estrelas de sua galáxia hospedeira. 

Esta imagem de buracos negros inesperadamente massivos em galáxias emergentes foi obtida pelo telescópio espacial James Webb (JWST), o mais recente observatório emblemático da NASA. Até o JWST, lançado no final de 2021, os astrônomos eram geralmente limitados nos seus estudos de buracos negros distantes a quasares estupendamente brilhantes, compostos por buracos negros monstruosos devoradores de matéria que ofuscavam completamente as estrelas nas suas galáxias hospedeiras. Com o JWST, podemos agora finalmente observar buracos negros de menor massa, mas ainda assim supermassivos, em galáxias pequenas e distantes, e também podemos ver as estrelas nestas galáxias hospedeiras.  

Aprendemos que galáxias jovens e distantes violam a relação entre a massa dos buracos negros e a massa estelar, que está muito bem estabelecida em galáxias próximas e maduras: estes buracos negros primitivos são, sem dúvida, demasiado massivos em relação à população estelar dos seus hospedeiros. Com o JWST, será possível identificar com precisão como se formaram os primeiros buracos negros supermassivos.

Para o estudo, foram realizadas uma análise estatística de um conjunto de 21 galáxias, variando entre 12 e 13 bilhões de anos-luz de distância, e observadas através de três pesquisas publicadas. Estas 21 galáxias abrigam buracos negros centrais com massas típicas estimadas em dezenas ou centenas de milhões de vezes a do nosso Sol, ainda supermassivas, mas comparativamente insignificantes perto dos buracos negros que alimentam a maioria dos quasares distantes observados até hoje, que possuem bilhões de vezes a massa do Sol.

Com a prospecção de novas informações poderemos responder tais perguntas: Os buracos negros cresceram principalmente através da atração de gás ou através de fusões com outros buracos negros? E a massa estelar cresceu principalmente dentro da galáxia ou foram necessárias fusões com outras galáxias maiores?

O novo estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Encontrado elo perdido: Supernovas dão origem a buracos negros

Os astrônomos descobriram uma ligação direta entre as mortes explosivas de estrelas de grande massa e a formação dos objetos mais compactos e enigmáticos do Universo: buracos negros e estrelas de nêutrons.

© ESO / L. Calçada (ilustração de uma explosão de supernova)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) e do New Technology Telescope (NTT), ambos do Observatório Europeu do Sul (ESO), duas equipes de pesquisadores conseguiram observar o resultado de uma explosão de supernova numa galáxia próxima, encontrando assim evidências de um misterioso objeto compacto deixado para trás. 

Quando chegam ao final das suas vidas, as estrelas de grande massa colapsam sob a sua própria gravidade tão rapidamente que o resultado é uma violenta explosão conhecida por supernova. Acredita-se que, depois da toda a excitação da explosão, o que resta é um núcleo extremamente denso ou um resto compacto da estrela. Dependendo da massa da estrela que explode, o resto compacto tanto pode ser uma estrela de nêutrons, um objeto tão denso que uma colher de chá do seu material pesaria cerca de um trilhão de quilogramas na Terra; ou um buraco negro. 

Os astrônomos encontraram no passado muitos indícios que apontam para esta cadeia de eventos, tais como a descoberta de uma estrela de nêutrons no seio da Nebulosa do Caranguejo, a nuvem de gás que resultou da explosão de uma estrela que ocorreu há quase mil anos atrás. No entanto, nunca este processo foi observado em tempo real, o que significa que evidências diretas de uma supernova deixando para trás um resto compacto têm permanecido elusivas.

Em Maio de 2022, o astrônomo amador da África do Sul, Berto Monard, descobriu a supernova SN 2022jli no braço em espiral da galáxia próxima NGC 157, situada a cerca de 75 milhões de anos-luz de distância da Terra. Duas equipes separadas estudaram o resultado da explosão, descobrindo que esta apresentava um comportamento peculiar. Depois da explosão, o brilho da maioria das supernovas simplesmente desvanece com o tempo; foi observado um declínio suave e gradual na “curva de luz” da explosão. 

Contudo, o comportamento da SN 2022jli era deveras particular: apesar do brilho total se ir desvanecendo, isso não acontecia de forma suave, apresentando antes oscilações para cima e para baixo, mais ou menos a cada 12 dias.

Especula-se que a presença de mais de uma estrela no sistema SN 2022jli pode explicar este comportamento. Realmente, não é incomum que as estrelas de grande massa partilhem a sua órbita com uma estrela companheira, no que é chamado um sistema binário, e a estrela que deu origem à SN 2022jli não é exceção. No entanto, o que é notável neste sistema é que a estrela companheira parece ter sobrevivido à morte violenta da sua parceira e os dois objetos, o resto compacto e a estrela companheira, muito provavelmente continuaram em órbita um do outro. 

Foi descoberto também movimentos periódicos de hidrogênio gasoso e explosões de raios gama no sistema. As observações foram realizadas com um complemento de instrumentos no solo e no espaço, incluindo o instrumento X-shooter montado no VLT do ESO, no Chile. Juntando todas as informações, há concordância de que quando a estrela companheira interagiu com o material lançado durante a explosão de supernova, a sua atmosfera rica em hidrogênio tornou-se mais inchada do que o habitual. Depois, quando o objeto compacto deixado pela explosão passa, ao descrever a sua órbita, pela atmosfera da companheira, vai retirando hidrogênio gasoso e formando um disco quente de matéria ao seu redor. Esta subtração periódica de matéria, ou acreção, produz imensa energia que foi vista nas observações como variações regulares de brilho.

Apesar de não ter sido observada luz vinda do objeto compacto propriamente dito, foi concluído que este roubo energético só pode ser devido a uma estrela de nêutrons invisível, ou possivelmente a um buraco negro, que retira matéria à atmosfera acrescentada da estrela companheira. 

O estudo foi apresentado no 243º Encontro da Sociedade Astronômica Americana em New Orleans, EUA. Um artigo foi publicado no ano passado no periódico The Astrophysical Journal e outro ontem na revista Nature.

Fonte: ESO

Revendo a Nebulosa Capacete de Thor

Thor não só tem seu próprio dia (quinta-feira), mas também um capacete nos céus.

© Ritesh Biswas (Nebulosa Capacete de Thor)

Popularmente chamado de Capacete de Thor, NGC 2359 é uma nuvem cósmica em forma de chapéu com apêndices semelhantes a asas. Com tamanho heróico até mesmo para um deus nórdico, a Nebulosa Capacete de Thor tem cerca de 30 anos-luz de diâmetro. 

Realmente, a cobertura cósmica da cabeça é mais parecida com uma bolha interestelar, soprada por um vento rápido de uma estrela massiva e brilhante perto do centro da bolha. Conhecida como estrela Wolf-Rayet, a estrela central é uma gigante extremamente quente que se acredita estar em um breve estágio de evolução pré-supernova. 

A NGC 2359 está localizada a cerca de 15.000 anos-luz de distância, em direção à constelação do Grande Overdog. Esta imagem notavelmente nítida é uma mistura de dados provenientes de filtros de banda estreita, captando não apenas estrelas de aspecto natural, mas também detalhes das estruturas filamentares da nebulosa. Espera-se que a estrela no centro do Capacete de Thor exploda em uma supernova espetacular em algum momento nos próximos milhares de anos. 

Fonte: NASA

Quando um mais um (eventualmente) é igual a um

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra Arp 122, uma galáxia peculiar que na verdade compreende duas galáxias: NGC 6040, a galáxia espiral inclinada e distorcida e LEDA 59642, a espiral redonda e frontal, que estão no meio de uma colisão.

© Hubble (Arp 122)

Este dramático encontro cósmico está localizado a uma distância segura de cerca de 570 milhões de anos-luz da Terra. Espreitando no canto está a galáxia elíptica NGC 6041, um membro central do aglomerado de galáxias onde Arp 122 reside, mas que por outro lado não participa desta fusão monstruosa. 

As colisões e fusões de galáxias são eventos monumentalmente energéticos e dramáticos, mas ocorrem numa escala de tempo muito lenta. Por exemplo, a Via Láctea está a caminho de colidir com a sua vizinha galáctica mais próxima, a Galáxia de Andrômeda (M31), mas estas duas galáxias ainda têm cerca de quatro bilhões de anos pela frente antes de realmente se encontrarem. O processo de colisão e fusão também não será rápido: poderá levar centenas de milhões de anos para se desenrolar. Estas colisões demoram muito devido às distâncias verdadeiramente enormes envolvidas. 

As galáxias são compostas de estrelas e seus sistemas solares, poeira e gás. Portanto, em colisões de galáxias estes componentes constituintes podem sofrer enormes mudanças nas forças gravitacionais que atuam sobre elas. Com o tempo, isto muda completamente a estrutura das duas (ou mais) galáxias em colisão e, por vezes, resulta numa única galáxia fundida. 

Isto pode muito bem ser o que resulta da colisão retratada nesta imagem. Pensa-se que as galáxias que resultam de fusões têm uma estrutura regular ou elíptica, uma vez que o processo de fusão perturba estruturas mais complexas (como as observadas em galáxias espirais). Seria fascinante saber como será a aparência do Arp 122 quando esta colisão estiver completa. . . mas isso não acontecerá por muito, muito tempo. 

Fonte: ESA

Uma atmosfera exoplanetária em mudança

Uma equipe internacional de astrônomos reuniu e reprocessou observações do exoplaneta WASP-121 b que foram recolhidas com o telescópio espacial Hubble nos anos de 2016, 2018 e 2019.

© ESA / M. Zamani (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Estas observações proporcionaram um conjunto único de dados que permitiu não só analisar a atmosfera de WASP-121 b, mas também comparar o seu estado ao longo de vários anos. A equipe encontrou evidências claras de que as observações de WASP-121 b estavam variando no tempo. Usando técnicas sofisticadas de modelação, foi demonstrado que estas diferenças temporais podiam ser explicadas por padrões climáticos na atmosfera do exoplaneta. 

A observação de exoplanetas é um desafio, devido à distância a que se encontram da Terra e, na sua maioria, orbitarem estrelas que são muito maiores e mais brilhantes do que os próprios planetas. 

O WASP-121 b, também conhecido como Tylos, é um bem estudado "Júpiter quente" que orbita uma estrela situada a cerca de 880 anos-luz da Terra, completando uma órbita em apenas 30 horas. A proximidade extrema à estrela hospedeira significa que sofre bloqueio de marés (mostra sempre a mesma face à estrela, assim como a Lua faz com a Terra) e que o hemisfério diurno é muito quente, com temperaturas superiores a 3.000 K. 

A equipe combinou quatro conjuntos de observações de arquivo de WASP-121 b, todas obtidas com o instrumento WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble. O conjunto completo de dados reunidos inclui observações de: WASP-121 b transitando em frente da sua estrela (registadas em junho de 2016); WASP-121 b transitando atrás da sua estrela, também conhecido como eclipse secundário (obtidas em novembro de 2016); e duas curvas de fase (que mostram a variação da luz recebida do sistema estrela-exoplaneta) de WASP-121 b (obtidas em março de 2018 e em fevereiro de 2019, respetivamente).

Os dados mostraram uma aparente variação nas zonas mais quentes do exoplaneta e diferenças na assinatura espectral (a composição química da atmosfera exoplanetária) indicativas de uma atmosfera em mudança. Em seguida, foram utilizados modelos computacionais, altamente sofisticados, para tentar compreender o comportamento observado da atmosfera do exoplaneta. Os modelos indicaram que os seus resultados podem ser explicados por padrões climáticos quase periódicos, especificamente ciclones gigantescos que são repetidamente criados e destruídos como resultado da enorme diferença de temperatura entre o lado sempre virado para a estrela e o lado em noite perpétua. Este resultado representa um avanço significativo na potencial observação de padrões climáticos em exoplanetas. 

O estudo do clima é vital para compreender a complexidade das atmosferas, especialmente na nossa procura por exoplanetas com condições habitáveis. Futuras observações com o Hubble e com outros telescópios potentes, incluindo o Webb, permitirão conhecer melhor os padrões climáticos em mundos distantes e, em última análise, possivelmente encontrar exoplanetas com climas e padrões meteorológicos estáveis a longo prazo.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Atmosfera exoplanetária com pouco carbono pode ser sinal de água

Cientistas do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da Universidade de Birmingham e de várias outras instituições afirmam que a melhor hipótese de os astrônomos encontrarem água líquida, e mesmo vida em outros planetas, é procurar a ausência, e não a presença, de uma característica química nas suas atmosferas.

© MIT (ilustração de exoplanetas e suas atmosferas)

Os pesquisadores propõem que, se um planeta terrestre tiver substancialmente menos dióxido de carbono na sua atmosfera, em comparação com outros planetas do mesmo sistema, isso pode ser um sinal de água líquida na superfície desse planeta. Além disso, esta nova assinatura está ao alcance do telescópio espacial James Webb.

Embora os cientistas tenham proposto outros sinais de habitabilidade, essas características são difíceis, se não impossíveis, de medir com as tecnologias atuais. A equipe afirma que esta nova assinatura, de uma pequena quantidade de dióxido de carbono, é o único sinal de habitabilidade que pode ser detectado atualmente. O Santo Graal da ciência exoplanetária é a procura por mundos habitáveis e a presença de vida, mas todas as características de que se tem falado até agora estão fora do alcance dos observatórios mais recentes. 

Até agora, foram detectados mais de 5.200 exoplanetas. Com os telescópios atuais, os astrônomos podem medir diretamente a distância de um planeta à sua estrela e o tempo que demora a completar uma órbita. Essas medições podem ajudar os cientistas a inferir se um planeta está dentro de uma zona habitável. Mas ainda não há forma de confirmar diretamente se um planeta é realmente habitável, o que significa que existe água líquida à sua superfície.

No nosso Sistema Solar, é possível detectar a presença de oceanos líquidos observando "brilhos", ou seja, flashes de luz solar refletida por superfícies líquidas. Estes brilhos, ou reflexões especulares, foram observados, por exemplo, na maior lua de Saturno, Titã, o que ajudou a confirmar a existência de grandes lagos na lua. No entanto, a detecção de um brilho semelhante em planetas longínquos está fora do alcance das tecnologias atuais. 

Mas há outra característica habitável perto de casa que pode ser detectável em mundos distantes. Os planetas Vênus, Terra e Marte partilham semelhanças, na medida em que os três planetas são rochosos e habitam uma região relativamente temperada em torno do Sol. A Terra é o único planeta do trio que abriga atualmente água líquida. 

E a equipe notou outra distinção óbvia: a Terra tem muito menos dióxido de carbono na sua atmosfera. Assumindo que estes planetas foram criados de forma semelhante e, se agora vemos um planeta com muito menos carbono, este deve ter ido para algum lado. O único processo que poderia remover tanto carbono de uma atmosfera é um forte ciclo hidrológico envolvendo oceanos de água líquida. 

Os oceanos da Terra têm desempenhado um papel importante e sustentado na absorção do dióxido de carbono. Ao longo de centenas de milhões de anos, os oceanos absorveram uma enorme quantidade de dióxido de carbono, quase igual à quantidade que persiste atualmente na atmosfera de Vênus. Este efeito à escala planetária deixou a atmosfera da Terra significativamente mais pobre em dióxido de carbono do que a dos seus vizinhos planetários. Na Terra, grande parte do dióxido de carbono atmosférico foi capturado pela água do mar e em rochas sólidas ao longo de escalas de tempo geológicas, o que ajudou a regular o clima e a habitabilidade durante bilhões de anos. 

A equipa pensou que se fosse detectada uma redução semelhante de dióxido de carbono num planeta distante, em relação aos seus vizinhos, este seria um sinal confiável de oceanos líquidos e de vida à sua superfície.

O dióxido de carbono é um absorvente muito forte no infravermelho e pode ser facilmente detectado nas atmosferas dos exoplanetas. Um sinal de dióxido de carbono pode então revelar a presença de atmosferas de exoplanetas. Quando os astrônomos determinam que vários planetas de um sistema têm atmosferas, podem passar a medir o seu teor de dióxido de carbono, para ver se um planeta tem significativamente menos do que os outros. 

Mas as condições de habitabilidade não significam necessariamente que um planeta seja habitado. Para verificar se existe vida, a equipe propõe que a procura de outra característica na atmosfera de um planeta: o ozônio, uma molécula que é muito mais fácil de detectar do que o próprio oxigênio. Na Terra, observa-se que as plantas e alguns micróbios contribuem para a absorção de dióxido de carbono, embora não tanto como os oceanos. No entanto, como parte deste processo, as formas de vida emitem oxigênio, que reage com os fótons do Sol para se transformar em ozônio. Se a atmosfera de um planeta mostrar sinais de ozônio e de dióxido de carbono empobrecido, é provável que seja um mundo habitável e habitado. 

A equipe estima que o telescópio espacial James Webb seja capaz de medir o dióxido de carbono, e possivelmente o ozônio, em sistemas multiplanetários próximos, como TRAPPIST-1, um sistema de sete planetas que orbita uma estrela brilhante a apenas 40 anos-luz da Terra. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Alcyoneus é a maior galáxia conhecida do Universo

Alcyoneus é uma radiogaláxia Fanaroff-Riley classe II de baixa excitação localizada a 1,1 gigaparsecs (3,5 bilhões de anos-luz) de distância da Terra, correspondendo à galáxia SDSS J081421.68+522410.0.

© LOFAR (galáxia Alcyoneus)

Ela está localizada na constelação do Lince e foi descoberta por uma equipe de astrônomos liderada por Martijn Oei em dados do LOw-Frequency ARray (LOFAR), uma rede interferométrica composta por 20 mil antenas de rádio que são distribuídas por 52 locais diferentes pelo continente europeu. Alcyoneus tem a maior extensão de qualquer galáxia de rádio identificada, com estruturas lobadas medindo 5 megaparsecs (16,3 milhões de anos-luz) de diâmetro, sendo a maior estrutura conhecida de origem galáctica.

A título de comparação, a Via Láctea é uma galáxia espiral típica com um diâmetro aproximado de 100 mil anos-luz. O Sol é apenas uma dentre as 400 bilhões de estrelas que existem em seus limites. Para o Universo, esse é um sistema relativamente grande, pois a maioria das galáxias encontradas são menores que a Via Láctea e comumente possuem menos de 10% da sua quantidade de estrelas. A menor galáxia conhecida é chamada de Segue 2, possui apenas 110 anos-luz de diâmetro e conta com apenas cerca de 1.000 estrelas em seu interior. Isso é menor mesmo que alguns aglomerados globulares de estrelas que contêm alguns milhares de anos-luz de diâmetro e outras milhares de estrelas. A galáxia de Andrômeda, distante cerca de 2,5 milhões de anos-luz da Terra, possui 220 mil anos-luz de diâmetro, sendo mais que o dobro do tamanho da Via Láctea.

Em 2011, no centro do aglomerado de galáxias Abell 2029, foi descoberta uma galáxia simplesmente colossal: a IC 1101, uma galáxia elíptica supergigante distante 1 bilhão de anos-luz da Terra, com um diâmetro aproximado de 6 milhões de anos-luz. Estima-se que ela contenha cerca de 100 trilhões de estrelas.

Outra radiogaláxia gigante de tamanho semelhante é 3C 236, com lóbulos de 15 milhões de anos-luz de diâmetro. Além do tamanho de suas emissões de rádio, a galáxia central tem radioluminosidade comum, massa estelar e massa de buraco negro supermassivo.

Alcyoneus é uma galáxia autônoma com um diâmetro isofotal (região de mesmo brilho superficial na imagem da galáxia) de 25,0 r-mag/arcsec² de cerca de 242.700 anos-luz, com o aglomerado mais próximo localizado a 11 milhões de anos-luz de distância dele. 

A galáxia recebeu o nome do gigante Alcioneu da mitologia grega. O objeto foi observado pela primeira vez como uma estrutura de rádio brilhante de três componentes, visível em pelo menos quatro resoluções espaciais de 6, 20, 60 e 90 minutos de arco. Os dois componentes externos da estrutura de rádio são separados por uma distância semelhante à estrutura de rádio menor e alongada, significando sua natureza como possíveis lóbulos de rádio. Outras confirmações usando sobreposições radio-ópticas descartam a possibilidade de os dois serem lóbulos de rádio separados de galáxias diferentes e confirmam que foram produzidos pela mesma fonte. 

Alcyoneus foi descrita como uma radiogaláxia gigante, uma classe especial de objetos caracterizada pela presença de lóbulos de rádio gerados por jatos relativísticos alimentados pelo buraco negro supermassivo da galáxia central. As radiogaláxias gigantes são diferentes das radiogaláxias comuns porque podem se estender a escalas muito maiores, atingindo vários megaparsecs de diâmetro, muito maiores do que os diâmetros de suas galáxias hospedeiras. 

No caso de Alcyoneus, a galáxia hospedeira não hospeda um quasar e é relativamente curiosa, com imagens espectrais do 12º lançamento de dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS DR12) sugerindo uma taxa de formação de estrelas de apenas 0,016 massas solares (M☉) por ano. Isto a classifica como uma fonte de rádio de baixa excitação, com Alcyoneus obtendo a maior parte de sua energia devido ao processo relativístico do jato da galáxia central, em vez da radiação de seu núcleo galáctico ativo.

A galáxia hospedeira central de Alcyoneus tem uma massa estelar de 240 bilhões de massas solares (2,4×10¹¹ M☉), com seu buraco negro supermassivo central estimado em ter uma massa de 390±170 milhões M☉; características típicas de galáxias elípticas, mas com valores substancialmente mais baixos do que outras galáxias semelhantes que hospedam fontes de rádio gigantes.

Atualmente não se sabe como as emissões de rádio de Alcyoneus cresceram tanto. Algumas teorias foram propostas, incluindo um ambiente menos denso do que o habitual que a rodeia, o fato de existir dentro de um filamento da teia cósmica, um buraco negro supermassivo, uma extensa população estelar e poderosas correntes de jato.

Fonte: Cosmonovas

A mina de ouro que é uma colisão de estrelas de nêutrons

As estrelas de nêutrons são o produto final de estrelas massivas e reúnem uma grande parte da massa estelar original numa estrela superdensa com um diâmetro de apenas cerca de dez quilômetros.

© I. Markin (simulação da fusão de duas estrelas de nêutrons)

A imagem mostra a simulação numérica do material ejetado resultante de duas estrelas de nêutrons em fusão. As cores vermelhas referem-se ao material ejetado com uma alta fração de nêutrons, que parecerá tipicamente mais vermelho do que o material azul que contém uma fração maior de prótons.

No dia 17 de agosto de 2017, os pesquisadores observaram pela primeira vez as várias assinaturas de uma fusão explosiva de duas estrelas de nêutrons que se orbitavam uma à outra: ondas gravitacionais e enormes surtos de radiação, incluindo uma explosão de raios gama. Astrônomos desenvolveram um método para modelar simultaneamente estes sinais observáveis de uma quilonova. Isto permite-lhes descrever com precisão o que acontece exatamente durante uma fusão, como a matéria nuclear se comporta em condições extremas e porque é que o ouro na Terra deve ter sido criado em tais eventos. 

Utilizando uma nova ferramenta de software, uma equipe do Instituto Max Planck de Física Gravitacional e da Universidade de Potsdam conseguiu interpretar simultaneamente os vários tipos de dados astrofísicos de uma quilonova. Além disso, podem ser utilizados dados de observações de rádio e raios X de outras estrelas de nêutrons, cálculos de física nuclear e até dados de experiências de colisão de íons pesados em aceleradores terrestres. Até agora, as várias fontes de dados têm sido analisadas separadamente e, em alguns casos, os dados têm sido interpretados utilizando modelos físicos diferentes.

Uma estrela de nêutrons é um objeto astrofísico superdenso formado no final da vida de uma estrela massiva numa explosão de supernova. Tal como outros objetos compactos, algumas estrelas de nêutrons orbitam-se umas às outras em sistemas binários. Perdem energia através da emissão constante de ondas gravitacionais, ou seja, pequenas ondulações no tecido do espaço-tempo, e acabam por colidir. 

Estas fusões permitem estudar princípios físicos sob as condições mais extremas do Universo. Por exemplo, as condições destas colisões altamente energéticas levam à formação de elementos pesados como o ouro. Realmente, as estrelas de nêutrons em fusão são objetos únicos para estudar as propriedades da matéria a densidades muito superiores às encontradas nos núcleos atômicos. 

O novo método foi aplicado à primeira e até agora única observação de fusões de estrelas de neutrões binárias. Neste evento os últimos milhares de órbitas das estrelas em torno uma da outra tinham deformado o espaço-tempo o suficiente para criar ondas gravitacionais, que foram detectadas pelos observatórios terrestres de ondas gravitacionais Advanced LIGO e Advanced Virgo. 

Quando as duas estrelas se fundiram, foram ejetados elementos pesados recém-formados. Alguns destes elementos decaíram radioativamente, provocando o aumento da temperatura. Desencadeado por esta radiação térmica, foi detectado um sinal eletromagnético no visível, no infravermelho e no ultravioleta até duas semanas após a colisão. Uma explosão de raios gama, também causada pela fusão da estrela de nêutrons, ejetou material adicional. A reação da matéria da estrela de nêutrons com o meio circundante produziu raios X e emissões de rádio que puderam ser monitoradas em escalas de tempo que vão de dias a anos. 

Os detectores de ondas gravitacionais estão atualmente na sua quarta série de observações. A próxima detecção de uma fusão de estrelas de nêutrons pode surgir a qualquer momento propiciando novas informações de sua evolução.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications. 

Fonte: Max Planck Institute

Detectada segunda supernova numa galáxia distante

No passado mês de novembro, o telescópio espacial James Webb da NASA observou um enorme aglomerado de galáxias chamado MACS J0138.0-2155.

© Webb (supernova na galáxia MRG-M0138)

Através do efeito de lente gravitacional, previsto pela primeira vez por Albert Einstein, uma galáxia distante de nome MRG-M0138 aparece deformada pela poderosa gravidade do aglomerado de galáxias interveniente. Além de deformar e ampliar a galáxia distante, o efeito de lente gravitacional causado pelo aglomerado de galáxias MACS J0138 produz cinco imagens diferentes de MRG-M0138. 

Em 2019, os astrônomos anunciaram a surpreendente descoberta de que uma explosão estelar, ou supernova, tinha ocorrido dentro de MRG-M0138, vistas em imagens obtidas em 2016 pelo telescópio espacial Hubble. Veja detalhes em: Explosão de supernova esperada para 2037.

Quando um outro grupo de astrônomos examinou as imagens do Webb de 2023, ficou espantado ao descobrir que, sete anos mais tarde, a mesma galáxia abrigava uma segunda supernova. 

Quando uma supernova explode por trás de uma lente gravitacional, a sua luz chega à Terra por vários percursos diferentes. Podemos comparar esses percursos a vários comboios que saem de uma estação ao mesmo tempo, todos viajando à mesma velocidade e com destino ao mesmo local. Cada comboio faz um percurso diferente e, devido às diferenças na duração da viagem e no terreno, os comboios não chegam ao seu destino ao mesmo tempo. Do mesmo modo, as imagens de supernovas que sofrem o efeito de lente gravitacional aparecem ao longo de dias, semanas ou mesmo anos. Ao medir as diferenças nos tempos em que as imagens das supernovas aparecem, podemos medir a história do ritmo de expansão do Universo, conhecida como a constante de Hubble, que é um grande desafio na cosmologia atual. 

O problema é que estas supernovas com imagens múltiplas são extremamente raras: até agora foram detectadas menos de uma dúzia. A supernova de 2016 em MRG-M0138, chamada Requiem, destacou-se por várias razões. Em primeiro lugar, estava a 10 bilhões de anos-luz de distância. Em segundo lugar, a supernova era provavelmente do mesmo tipo (Ia) que é usado como "vela padrão" para medir distâncias cósmicas. Em terceiro lugar, os modelos previam que uma das imagens da supernova seria tão atrasada pelo seu trajeto através da gravidade extrema do aglomerado que só apareceria em meados da década de 2030. 

Infelizmente, como Requiem só foi descoberta em 2019, muito depois de ter desaparecido de vista, não foi possível reunir dados suficientes para medir a constante de Hubble nesse momento. Agora através da segunda supernova serão efetuadas medidas para corroborar a constante de Hubble. As supernovas são normalmente imprevisíveis, mas as observações infravermelhas, por volta de 2035, irão captar o seu último suspiro e fornecer uma nova e precisa medição da constante de Hubble.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Nebulosa da Galinha Corredora

Este ano o Observatório Europeu do Sul (ESO) traz-lhe uma galinha para as Festas.

© ESO (nebulosa da Galinha Corredora)

A chamada Nebulosa da Galinha Corredora, que abriga jovens estrelas em formação, é revelada com um detalhe sem precedentes nesta imagem de 1,5 bilhões de pixels captada pelo VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile.

Esta enorme maternidade estelar situa-se na constelação do Centauro, a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra. As estrelas jovens desta nebulosa emitem uma radiação intensa que faz com que o hidrogênio gasoso circundante brilhe em tons de rosa. 

A Nebulosa da Galinha Corredora é composta por várias regiões, as quais podemos ver nesta enorme imagem que cobre uma área no céu correspondente a cerca de 25 Luas Cheias. A região mais brilhante da nebulosa chama-se IC 2948. Os contornos em tons pastel são plumas etéreas de gás e poeira. Em direção ao centro da imagem, marcada pela estrutura brilhante e vertical quase em forma de pilar, situa-se IC 2944. A cintilação mais brilhante nesta região em particular trata-se de Lambda Centauri, uma estrela visível a olho nu que se encontra muito mais próximo de nós do que a própria nebulosa.

Existem muitas estrelas jovens no interior de IC 2948 e IC 2944, que, embora brilhantes, não são certamente “pacíficas”, pois liberam grandes quantidades de radiação. Algumas regiões da nebulosa, conhecidas por glóbulos de Bok, conseguem resistir ao feroz bombardeamento da radiação ultravioleta que permeia esta região. Se ampliarmos a imagem, podemos vê-las: pequenas bolsas escuras e densas de poeira e gás espalhadas pela nebulosa. 

Outras regiões aqui fotografadas incluem, no canto superior direito, Gum 39 e 40, e no canto inferior direito, Gum 41. Para além das nebulosas, há inúmeras estrelas cor de laranja, brancas e azuis, tais como fogos de artifício no céu. 

Esta imagem é um grande mosaico criado a partir de centenas de imagens separadas. As imagens individuais foram obtidas através de filtros que deixam passar luz de diferentes cores, tendo sido depois combinadas no resultado final aqui apresentado. As observações foram realizadas com a OmegaCAM, uma câmara de campo largo montada no VST, um telescópio pertencente ao Instituto Nacional de Astrofísica italiano (INAF). O VST é ideal para mapear o céu meridional em luz visível e os dados utilizados para criar este mosaico foram obtidos no âmbito do rastreio VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge), um projeto que visa compreender melhor o ciclo de vida das estrelas. 

Fonte: ESO

Descoberta de dois sistemas planetários em estrelas parecidas com o Sol

Um estudo revela a descoberta de dois novos sistemas planetários orbitando estrelas semelhantes ao nosso Sol, também conhecidas como análogas solares.

© L. Almeida (ilustração do sistema planetário TOI-1736)

O estudo foi liderado pelo Dr. Eder Martioli, pesquisador titular do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCTI, Brasil) e pesquisador associado do IAP (Institut d'astrophysique de Paris), e pelo Dr. Guillaume Hébrard, pesquisador do IAP. 

As observações responsáveis pela detecção destes dois sistemas, denominados TOI-1736 e TOI-2141, foram realizadas com o telescópio espacial TESS da NASA e com o espectrógrafo SOPHIE instalado no telescópio de 1,93 metros do OHP (Observatoire de Haute-Provence) no sul da França. 

Sistemas planetários como estes não apenas ampliam o nosso conhecimento sobre a formação e evolução de planetas em torno de estrelas semelhantes ao Sol, mas também possibilitam medições mais precisas das propriedades físicas dos planetas, aproveitando a semelhança entre a estrela hospedeira e o nosso Sol. 

A descoberta do primeiro exoplaneta, 51 Pegasi b, em 1995, realizada com o mesmo telescópio de 1,93 m no OHP e que resultou no Prêmio Nobel da Física para os astrônomos Michel Mayor e Didier Queloz, marcou o início de uma revolução na nossa compreensão sobre a existência de sistemas planetários no Universo. 

Hoje, mais de 5.500 exoplanetas são conhecidos, e esta contagem cresce diariamente. A descoberta destes objetos oferece uma oportunidade para estudar a presença de planetas em torno das estrelas e a variedade de características físicas que podem ser encontradas em diferentes sistemas. Uma das lições aprendidas desde a descoberta do primeiro exoplaneta é que o Sistema Solar não é único e não abarca todos os tipos de planetas possíveis. Por exemplo, o planeta 51 Pegasi b é do tamanho de Júpiter, mas orbita bem mais próximo da sua estrela do que qualquer outro planeta no Sistema Solar, por isso é chamado de "Júpiter quente". Outros tipos de planetas comuns em sistemas exoplanetários são as super-Terras e os mini-Netunos, ambos sem equivalentes no nosso Sistema Solar. 

Outra descoberta importante é que a diversidade de tipos estelares, seja grande ou pequena, quente ou fria, não impede a formação de planetas. No entanto, o tipo de estrela pode influenciar na frequência de certos tipos de planetas. O trabalho desenvolvido pela equipe do Dr. Eder Martioli teve como objetivo principal estudar duas estrelas muito semelhantes ao Sol, nas quais foram detectados planetas do tipo mini-Netuno e super-Júpiter, ambos sem similares no Sistema Solar. Isto permitiu uma compreensão mais aprofundada da presença de planetas com diferentes características e de como estes corpos evoluem num ambiente semelhante ao do nosso Sol.

O primeiro sistema desta descoberta, TOI-2141, consiste de uma estrela situada a 250 anos-luz de distância, com um tamanho praticamente idêntico e uma idade ligeiramente mais avançada que a do nosso Sol. A sua composição química também revela uma escassez de elementos mais pesados em comparação com o Sol. A quantidade de elementos mais pesados é um importante fator para o processo de formação planetária.

O planeta TOI-2141 b foi detectado através do método de trânsito, no qual o planeta passa em frente à estrela, gerando pequenos eclipses periódicos que permitem a sua detecção pelo monitoramento das variações no brilho estelar. Este planeta possui um diâmetro três vezes maior que o da Terra e uma massa cerca de 24 vezes maior que a da Terra, sendo classificado como um mini-Netuno. Completa uma órbita em torno da estrela a cada 18,26 dias, mantendo-se a uma distância de apenas 13% da distância entre a Terra e o Sol. Devido à sua proximidade à estrela, estima-se que o planeta possua uma temperatura de cerca de 450 graus Celsius. A sua densidade sugere a presença de um núcleo rochoso e uma atmosfera com uma grande quantidade de vapor de água, porém, apenas na forma gasosa devido às altas temperaturas. 

Não foram identificados outros planetas neste sistema, mas a possibilidade de encontrar outros planetas menores ainda não pode ser descartada devido às limitações dos métodos de observação. 

O segundo sistema desta descoberta, TOI-1736, revelou-se um tanto exótico. A estrela principal está a uma distância de 290 anos-luz e é muito similar ao Sol, principalmente em termos de temperatura e idade, sendo apenas cerca de 15% maior que o Sol e com uma concentração ligeiramente maior de elementos químicos mais pesados. Observou-se que o sistema TOI-1736 possui uma estrela companheira, menor e mais fria, caracterizando-se, portanto, como um sistema estelar binário. No entanto, a estrela mais fria está distante o suficiente para não interferir no sistema planetário, que orbita apenas em torno da estrela principal. 

Foram detectados pelo menos dois planetas neste sistema.  O primeiro, TOI-1736 b, também é um mini-Netuno, com um diâmetro 2,5 vezes maior que o da Terra e uma massa 13 vezes superior à da Terra. Apresenta trânsitos e orbita a uma distância da estrela correspondente a apenas 7% da distância entre a Terra e o Sol, completando uma órbita a cada 7,1 dias. Devido a esta proximidade, o planeta recebe significativamente mais radiação da estrela, resultando numa temperatura estimada de 800 graus Celsius. O segundo planeta, TOI-1736 c, não apresenta trânsitos, porém possui uma massa 2.800 vezes maior que a da Terra, quase 9 vezes maior que Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Com este tamanho, TOI-1736 c é classificado como um super-Júpiter e por pouco não se tornou uma estrela. Ele completa uma órbita a cada 570 dias. Localizado a apenas 30% a mais de distância do que a Terra está do Sol, este planeta encontra-se na chamada zona habitável da estrela TOI-1736.

Esta zona é definida como a região ao redor da estrela com temperatura adequada para permitir a existência de água líquida na superfície do planeta. TOI-1736 c é provavelmente um gigante gasoso, similar a Júpiter, portanto, não se espera que tenha uma superfície sólida como a da Terra. No entanto, se por acaso o planeta TOI-1736 c abrigar uma lua, este corpo sólido poderia ter uma atmosfera, potencialmente permitindo a presença de água líquida e, quem sabe, ser um mundo habitável. As observações de TOI-1736 revelaram indícios de um possível terceiro planeta em órbita mais distante, necessitando de monitoramento por um período prolongado para a sua confirmação. Assim, a equipe continua observando TOI-1736 com o espectrógrafo SOPHIE no OHP, na esperança de, em breve, obter mais informações sobre esta estrela tão semelhante ao Sol, mas com um sistema planetário tão diverso.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Laboratório Nacional de Astrofísica

Nova observação de alta definição de uma explosão estelar

Como um ornamento redondo e brilhante, pronto a ser colocado numa árvore de Natal, o remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A) brilha numa nova imagem do telescópio espacial James Webb. No entanto, esta cena não é a proverbial noite feliz e nem tudo está calmo.

© Webb / MIRI (Cassiopeia A no infravermelho próximo)

A imagem de Cas A obtida pelo instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb mostra uma explosão muito violenta com uma resolução anteriormente inalcançável nestes comprimentos de onda. Esta imagem de alta resolução revela pormenores intrincados da concha de material em expansão que embate no gás liberado pela estrela antes desta explodir. 

O Cas A está localizado a 11.000 anos-luz de distância, na direção da constelação de Cassiopeia. Estima-se que tenha explodido há cerca de 340 anos, do nosso ponto de vista.

A supernova Cas A é um dos remanescentes de supernova mais bem estudados em todo o cosmos. Ao longo dos anos, os observatórios terrestres e espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, reuniram coletivamente uma imagem de vários comprimentos de onda dos restos esfarrapados do objeto. 

No entanto, os astrônomos entraram agora numa nova era no estudo de Cas A. Em abril de 2023, o MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb deu início a esta história, revelando características novas e inesperadas no interior da concha interna do remanescente de supernova.

© Webb / MIRI (Cassiopeia A no infravermelho médio)

Mas muitas dessas características são invisíveis na nova imagem do NIRCam. A luz infravermelha é invisível aos nossos olhos, pelo que os processadores de imagem representam estes comprimentos de onda de luz com cores visíveis. Nesta imagem mais recente de Cas A, foram atribuídas cores aos diferentes filtros do NIRCam, e cada uma dessas cores indica uma atividade diferente que ocorre no interior do objeto. À primeira vista, a imagem do NIRCam pode parecer menos colorida do que a imagem MIRI. No entanto, isso não significa que haja menos informação: simplesmente, trata-se dos comprimentos de onda em que o material do objeto está emitindo a sua luz. As cores mais visíveis na imagem são os aglomerados de cor de laranja brilhante e rosa claro que constituem o invólucro interior do remanescente de supernova. 

A visão nítida do Webb consegue detectar os menores nós de gás, compostos por enxofre, oxigênio, argônio e neônio da própria estrela. Neste gás contém uma mistura de poeira e moléculas, que acabarão por ser incorporadas em novas estrelas e sistemas planetários. Alguns filamentos de detritos são demasiado pequenos para serem resolvidos, mesmo pelo Webb, o que significa que são comparáveis ou inferiores a 16 bilhões de quilômetros de diâmetro (cerca de 100 UA). Em comparação, a totalidade de Cassiopeia A estende-se por 10 anos-luz, ou cerca de 9,5x10^13 quilômetros. 

Quando se compara a nova imagem no infravermelho próximo de Cas A pelo Webb com a imagem no infravermelho médio, a sua cavidade interior e a camada mais exterior estão curiosamente desprovidas de cor. Os arredores da camada interior principal, que apareciam como um laranja e vermelho profundos na imagem MIRI, parecem agora a fumaça de uma fogueira. Isto marca o local onde a onda de explosão da supernova está embatendo no material circundante. A poeira no material circunstelar é demasiado fria para ser detectada diretamente nos comprimentos de onda do infravermelho próximo, mas ilumina-se no infravermelho médio. 

Os pesquisadores concluíram que a cor branca é a luz da radiação síncroton, que é emitida em todo o espetro eletromagnético, incluindo no infravermelho próximo. É gerada por partículas carregadas que se deslocam a velocidades extremamente elevadas e que se movimentam em espiral em torno de linhas de campo magnético. A radiação síncroton é também visível nas conchas em forma de bolha na metade inferior da cavidade interna. Igualmente invisível no infravermelho próximo, o "loop" de luz verde na cavidade central de Cas A que brilhava no infravermelho médio. Esta característica foi descrita como "difícil de compreender" pelos investigadores na altura da sua primeira observação. Embora o "verde"  não seja visível no NIRCam, o que resta no infravermelho próximo nessa região pode dar uma ideia do misterioso fenômeno. Os buracos circulares visíveis na imagem MIRI são ligeiramente delineados por emissões brancas e púrpuras na imagem NIRCam, isto representa gás ionizado. Provavelmente, isto se deve aos detritos da supernova empurrarem e esculpirem o gás deixado pela estrela antes desta explodir. 

Existe também uma caraterística fascinante no canto inferior direito do campo de visão da NIRCam. Essa mancha grande e estriada Cas A Bebê, porque parece ser uma "cria" da supernova principal. Isto é um eco de luz. A luz da explosão da estrela há muito tempo atingiu, e está aquecendo, a poeira distante, que brilha à medida que arrefece. A complexidade do padrão de poeira, e a aparente proximidade de Cas A Bebê com a própria Cas A, são particularmente intrigantes. Na realidade, Cas A Bebê está localizada a cerca de 170 anos-luz atrás do remanescente de supernova. Há também vários outros ecos de luz menores espalhados pelo novo retrato do Webb.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um alinhamento de galáxias

Esta imagem mostra um sistema de galáxias em interação conhecido como Arp-Madore 2105-332, que fica a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra, na constelação Microscopium. Este sistema pertence ao catálogo Arp-Madore de galáxias peculiares.

© Hubble (sistema de galáxias Arp-Madore 2105-332)

A maravilhosa qualidade desta imagem também revela várias outras galáxias, não associadas a este sistema, mas posicionadas fortuitamente de tal forma que parecem estar formando uma linha que se aproxima do componente mais à esquerda de Arp-Madore 2105-332, que é conhecido individualmente como 2MASX J21080752-3314337. A galáxia mais à direita, por sua vez, é conhecida como 2MASX J21080362-3313196. 

Estes nomes robustos não são fáceis de memorizar, mas na verdade contêm informações valiosas: são coordenadas no sistema de ascensão reta e declinação amplamente utilizado pelos astrônomos para localizar objetos astronômicos. 

Ambas as galáxias são de um tipo conhecido como galáxias de linhas de emissão. Isto significa simplesmente que, quando observados com espectrômetros, os espectros de ambas as galáxias exibem picos brilhantes característicos, conhecidos como linhas de emissão. Isto é diferente, por exemplo, das galáxias com linhas de absorção cujos espectros contêm lacunas distintas, conhecidas como linhas de absorção. 

As linhas de emissão são produzidas quando os gases estão muito quentes e, portanto, têm energia suficiente para que os átomos e moléculas sejam excitados e emitam luz. As galáxias com linhas de emissão são locais altamente energéticos, o que as distingue como prováveis focos de formação estelar. Tal como acontece com muitos tipos de galáxias, categorizar uma galáxia como uma galáxia de linhas de emissão não a exclui de ter outras descrições que se refiram às suas outras propriedades. Por exemplo, Arp-Madore 2105-332 é também uma galáxia “peculiar”, refletindo as formas atípicas das suas duas galáxias constituintes.

Fonte: ESA