A cauda do exoplaneta WASP-69b é surpreendentemente longa

Novos dados do Observatório W. M. Keck, em Maunakea, no Havaí, confirmam que o exoplaneta WASP-69b, conhecido pela sua atmosfera em fuga, está formando uma cauda semelhante à de um cometa que é ainda mais longa do que a observada anteriormente.

© Adam Makarenko (animação do exoplaneta WASP-69b e sua estrela)

Os cientistas estudaram no passado este planeta do tamanho de Júpiter, concentrando-se na sua atmosfera em fuga e observando apenas um pequeno rasto de hélio gasoso. Os novos dados do Observatório W. M. Keck revelam que a cauda tem pelo menos 560.000 quilômetros de comprimento, estendendo-se pelo menos sete vezes o raio do próprio planeta gigante.

Localizado a 160 anos-luz da Terra, WASP-69b está tão próximo de sua estrela que um ano neste mundo alienígena dura apenas 3,9 dias terrestres. A sua proximidade sujeita o planeta à radiação extrema da sua estrela hospedeira, provocando a combustão da atmosfera do gigante gasoso.

A equipe observou este fenômeno utilizando o instrumento NIRSPEC (Near-Infrared Spectrograph) do Observatório W. M. Keck para captar imagens nítidas de WASP-69b, que revelaram a sequência de eventos que mostram a sua cauda se esticando à medida que o planeta libera a sua atmosfera. As capacidades de alta resolução do instrumento NIRSPEC, forneceu uma sensibilidade extremamente elevada da estrutura de velocidade e da absorção total da atmosfera em fuga, que os fortes ventos estelares esculpiram numa longa e fina cauda. 

Embora o WASP-69b tenha apenas cerca de 30% da massa de Júpiter, é 10% maior devido ao calor extremo da sua estrela hospedeira, que faz com que a sua atmosfera se expanda antes de se libertar. A atmosfera que escapa produz então vento que interage violentamente com o vento da estrela hospedeira do planeta, formando a cauda de hélio de WASP-69b.

Estas caudas, semelhantes às dos cometas, são muito valiosas porque formam-se quando a atmosfera planetária em fuga choca com o vento estelar, o que faz com que o gás seja arrastado para trás. 

O estudo direto da perda de massa atmosférica é fundamental para compreender exatamente como os planetas da nossa Galáxia evoluem ao longo do tempo juntamente com as suas estrelas. O WASP-69b está perdendo cerca de 1 massa terrestre por cada bilhão de anos, mas com uma massa total quase 90 vezes superior à da Terra, o planeta não corre o risco de perder toda a sua atmosfera durante a sua vida. 

A resiliência deste planeta num ambiente tão extremo e hostil permite estudar o processo de perda de massa atmosférica, o que ajuda a compreender como as estrelas podem provocar a evolução dos seus planetas.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: W. M. Keck Observatory

As estrelas antigas podem ser os melhores locais para procurar vida

Os cientistas supuseram, em tempos, que as estrelas aplicavam um eterno freio magnético, provocando um abrandamento interminável na sua rotação.

© J. Fohlmeister (ilustração do sistema 51 Pegasi e do seu campo magnético)

Com novas observações e métodos sofisticados, espreitaram agora os segredos magnéticos de uma estrela e descobriram que não é o que esperavam. Em 1995, os astrônomos suíços Michael Mayor e Didier Queloz anunciaram a primeira descoberta de um planeta localizado além do nosso Sistema Solar, em órbita de uma distante estrela semelhante ao Sol conhecida como 51 Pegasi. Desde então, foram encontrados mais de 5.500 exoplanetas em órbita de outras estrelas da nossa Galáxia e, em 2019, os dois cientistas partilharam o Prêmio Nobel da Física pelo seu trabalho pioneiro. 

Na semana passada, astrônomos revelaram novas observações de 51 Pegasi, sugerindo que o atual ambiente magnético em torno da estrela pode ser particularmente favorável ao desenvolvimento de vida complexa. 

Estrelas como o Sol nascem girando depressa, o que cria um forte campo magnético que pode entrar em erupção de forma violenta, bombardeando os seus sistemas planetários com partículas carregadas e radiação nociva. Ao longo de bilhões de anos, a rotação da estrela abranda gradualmente à medida que o seu campo magnético é arrastado por um vento que flui a partir da sua superfície, um processo conhecido como frenagem magnética. A rotação mais lenta produz um campo magnético mais fraco e ambas as propriedades continuam  diminuindo em conjunto, alimentando-se uma à outra. 

Até há pouco tempo, os astrônomos assumiam que a frenagem magnética continuava indefinidamente, mas novas observações começaram a desafiar esta suposição. A equipe de astrônomos dos EUA e da Europa combinou observações de 51 Pegasi feitas pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA com medições de ponta do seu campo magnético feitas pelo LBT (Large Binocular Telescope) no estado norte-americano do Arizona, utilizando o instrumento PEPSI (Potsdam Echelle Polarimetric and Spectroscopic Instrument).

Embora o exoplaneta que orbita 51 Pegasi não passe em frente da sua estrela progenitora, da perspectiva da Terra, a própria estrela mostra variações sutis de brilho nas observações do TESS, que podem ser usadas para medir o raio, a massa e a idade, uma técnica conhecida como asterossismologia. Entretanto, o campo magnético da estrela imprime uma pequena quantidade de polarização na luz estelar, permitindo ao PEPSI do LBT criar um mapa magnético da superfície da estrela à medida que esta gira, uma técnica conhecida como Imagiologia Zeeman-Doppler. 

Em conjunto, estas medições permitiram à equipe avaliar o atual ambiente magnético em torno da estrela. Observações anteriores do telescópio espacial Kepler da NASA já sugeriam que a frenagem magnética poderia diminuir substancialmente para lá da idade do Sol, cortando a estreita relação entre rotação e magnetismo nas estrelas mais velhas. No entanto, as evidências desta mudança eram indiretas, baseando-se em medições da rotação de estrelas com uma vasta gama de idades. 

Era evidente que a rotação deixava de abrandar algo perto da idade do Sol (4,5 bilhões de anos), e que o enfraquecimento da frenagem magnética nas estrelas mais velhas podia reproduzir este comportamento. No entanto, apenas medições diretas do campo magnético de uma estrela podem estabelecer as causas subjacentes, e os alvos observados pelo Kepler eram demasiado tênues para observações do LBT. 

As observações revelaram que a frenagem magnética muda subitamente em estrelas ligeiramente mais jovens do que o Sol, tornando-se mais de 10 vezes mais fraca neste ponto e diminuindo ainda mais à medida que continuam envelhecendo. A equipe atribuiu estas alterações a uma mudança inesperada na força e na complexidade do campo magnético, e à influência desta mudança no vento estelar. As propriedades recentemente medidas de 51 Pegasi mostram que, tal como o nosso Sol, já passou por esta transição para uma frenagem magnética enfraquecida. 

No nosso Sistema Solar, a transição da vida dos oceanos para a terra ocorreu há várias centenas de milhões de anos, coincidindo com o momento em que a frenagem magnética começou a ficar mais fraca no Sol. As estrelas jovens bombardeiam os seus planetas com radiação e partículas carregadas que são hostis ao desenvolvimento de vida complexa, mas as estrelas mais velhas parecem proporcionar um ambiente mais estável. 

As descobertas sugerem que os melhores locais para procurar vida para além do nosso Sistema Solar podem estar em torno de estrelas de meia-idade ou mais velhas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Leibniz Institute for Astrophysics

Uma "cauda de gato" poeirenta no sistema Beta Pictoris

Beta Pictoris, um jovem sistema planetário situado a apenas 63 anos-luz de distância, continua intrigando os cientistas mesmo após décadas de estudo aprofundado.

© STScI (sistema estelar Beta Pictoris)

Possui o primeiro disco de poeira fotografado em torno de outra estrela, um disco de detritos produzido por colisões entre asteroides, cometas e planetesimais. Observações do telescópio espacial Hubble revelaram um segundo disco de detritos neste sistema, inclinado em relação ao disco mencionado anteriormente. 

Agora, astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para obter imagens do sistema Beta Pictoris (Beta Pic) e descobriu uma nova estrutura nunca antes vista. Com o auxílio dos instrumentos NIRCam (Near-Infrared Camera) e MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb foi possível analisar a composição dos dois discos de detritos de Beta Pic. Os resultados excederam as expectativas, revelando um "ramo" de poeira fortemente inclinado, com o aspecto de uma cauda de gato, que se estende da parte sudoeste do disco de detritos secundário. 

Beta Pictoris é o disco de detritos que tem uma estrela muito brilhante e próxima e um ambiente circunstelar complexo com um disco multicomponente, exocometas e dois exoplanetas fotografados. Mesmo com o Webb, foi crucial observar Beta Pic em comprimentos de onda corretos; neste caso, o infravermelho médio para assim detectar a "cauda de gato", uma vez que esta só apareceu nos dados do MIRI. Os dados no infravermelho médio, obtidos pelo Webb, também revelaram diferenças de temperatura entre os dois discos de Beta Pic, o que provavelmente se deve a diferenças de composição.

Para explicar a temperatura mais quente no disco secundário, a equipe deduziu que a poeira pode ser um "material orgânico refratário" altamente poroso, semelhante à matéria encontrada nas superfícies dos cometas e asteroides do nosso Sistema Solar. Por exemplo, uma análise preliminar do material recolhido do asteroide Bennu pela missão OSIRIS-REx da NASA revelou que era muito escuro e rico em carbono, bastante semelhante ao que o MIRI detectou em Beta Pic. 

No entanto, uma grande questão permanece em aberto: o que poderia explicar a forma da cauda de gato, uma característica curvada única, diferente da que se vê em discos à volta de outras estrelas? Foram modelados vários cenários na tentativa de emular a "cauda de gato" e desvendar as suas origens. Embora sejam necessários mais estudos e testes, a equipe apresenta uma forte hipótese de que a "cauda de gato" é o resultado de um evento de produção de poeira que ocorreu há apenas cem anos.

O modelo preferido da equipe explica o ângulo acentuado da cauda em relação ao disco como uma simples ilusão de ótica. A nossa perspectiva, combinada com a forma curva da cauda, cria o seu ângulo observado quando, de fato, o arco de material apenas se afasta do disco com uma inclinação de cinco graus. Tendo em conta o brilho da cauda, estima-se que a quantidade de poeira no interior da "cauda de gato" é equivalente à de um grande asteroide do nosso cinturão principal, espalhado por 16 trilhões de quilômetros. 

Um recente evento de produção de poeira, no interior dos discos de detritos de Beta Pictoris, também poderia explicar uma extensão assimétrica recentemente observada do disco interno inclinado, como visto nos dados do MIRI e observado apenas no lado oposto da cauda. A recente produção de poeira por colisão também poderia explicar uma característica previamente detectada pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) em 2014: um aglomerado de monóxido de carbono (CO) localizado perto da "cauda de gato".

Uma vez que a radiação da estrela deve decompor o CO em cerca de cem anos, esta concentração de gás ainda presente pode ser uma evidência persistente do mesmo evento. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Supernovas revelam detalhes sobre a expansão do Universo

Em 1998, os astrofísicos descobriram que o Universo está se expandindo a um ritmo acelerado, atribuído a uma entidade misteriosa chamada energia escura, que constitui cerca de 70% do cosmo.

© Cosmonovas (ilustração de uma supernova)

Embora prenunciada por medições anteriores, a descoberta foi uma surpresa; na época, os astrofísicos concordavam que a expansão do Universo deveria estar desacelerando por causa da gravidade. Esta descoberta revolucionária, que os astrofísicos alcançaram com observações de tipos específicos de estrelas em explosão, chamadas supernovas do tipo Ia foi reconhecida com o Prêmio Nobel da Física em 2011. 

Agora, 25 anos após a descoberta inicial, os cientistas que trabalham no Dark Energy Survey (DES) divulgaram os resultados de uma análise sem precedentes usando a mesma técnica para investigar ainda mais os mistérios da energia escura e da expansão do Universo. 

Foram colocadas restrições mais fortes à expansão do Universo já obtidas com o levantamento de supernovas do DES. Em uma apresentação na 243ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em 8 de janeiro, os astrofísicos do DES relataram resultados que são consistentes com o modelo cosmológico padrão de um Universo em expansão acelerada. No entanto, as descobertas não são definitivas o suficiente para descartar um modelo possivelmente mais complexo. 

O DES mapeou uma área de quase um oitavo de todo o céu usando a Dark Energy Camera, uma câmera digital de 570 megapixels construída pelo Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab). Foi montado no Telescópio Víctor M. Blanco no Observatório Interamericano Cerro Tololo, um programa do National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory (NOIRLab), em 2012. 

Os cientistas do DES recolheram dados de 758 noites ao longo de seis anos. Para compreender a natureza da energia escura e medir a taxa de expansão do Universo, efetuando análises com quatro técnicas diferentes, incluindo a técnica de supernova usada em 1998. Esta técnica requer dados de supernovas do tipo Ia, que ocorrem quando uma estrela morta extremamente densa, conhecida como anã branca, atinge uma massa crítica e explode. 

Como a massa crítica é quase a mesma para todas as anãs brancas, todas as supernovas do tipo Ia têm aproximadamente o mesmo brilho real e quaisquer variações restantes podem ser calibradas. Assim, quando os astrofísicos comparam o brilho aparente de duas supernovas do tipo Ia vistas da Terra, podem determinar as suas distâncias relativas de nós. Os astrofísicos traçam a história da expansão cósmica com grandes amostras de supernovas abrangendo uma ampla gama de distâncias. Para cada supernova, combinam a sua distância com uma medição do seu desvio para o vermelho, ou seja, a rapidez com que se afasta da Terra devido à expansão do Universo. Este histórico é usado para determinar se a densidade da energia escura permaneceu constante ou mudou ao longo do tempo. À medida que o Universo se expande, a densidade da matéria diminui. Mas se a densidade da energia escura for constante, isso significa que a proporção total de energia escura deve aumentar à medida que o volume aumenta.

O modelo cosmológico padrão é o ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter), um modelo baseado na densidade da energia escura sendo constante ao longo do tempo cósmico. Diz-nos como o Universo evolui, usando apenas algumas características, como a densidade da matéria, o tipo de matéria e o comportamento da energia escura. 

O método da supernova restringe muito bem duas dessas características: a densidade da matéria e uma quantidade chamada w, que indica se a densidade da energia escura é constante ou não. De acordo com o modelo cosmológico padrão, a densidade da energia escura no Universo é constante, o que significa que ela não se dilui à medida que o Universo se expande. Se isso for verdade, o parâmetro representado pela letra w deverá ser igual a –1.

Os resultados encontraram w = –0,80 +/- 0,18 usando apenas supernovas. Combinado com dados complementares do telescópio Planck da ESA (Agência Espacial Europeia), onde w atinge –1 dentro da margem de erro. 

Esta análise final de supernovas do DES trouxe muitas melhorias em relação ao primeiro resultado de supernova do DES, lançado em 2018, que utilizou apenas 207 supernovas e três anos de dados. Para a análise de 2018, os cientistas do DES combinaram dados sobre o espectro de cada supernova para determinar os seus desvios para o vermelho e classificá-las como tipo Ia ou não. Eles então usaram imagens tiradas com diferentes filtros para identificar o fluxo no pico da curva de luz, um método chamado fotometria. Mas os espectros são difíceis de adquirir, exigindo muito tempo de observação nos maiores telescópios, o que será impraticável para futuras pesquisas de energia escura, como o Legacy Survey of Space and Time, LSST, a ser conduzido no Observatório Vera C. Rubin. 

A espectroscopia de acompanhamento da galáxia hospedeira com o telescópio Anglo-Australiano forneceu desvios para o vermelho precisos para cada supernova. A utilização de filtros adicionais também permitiu obter dados mais precisos do que os levantamentos anteriores e representa um grande avanço em comparação com as amostras de supernovas anteriores, que utilizaram apenas um ou dois filtros. 

Os pesquisadores do DES usaram técnicas avançadas de aprendizado de máquina para auxiliar na classificação de supernovas. Entre os dados de cerca de dois milhões de galáxias distantes observadas, o DES encontrou vários milhares de supernovas. No final das contas, os cientistas usaram 1.499 supernovas do tipo Ia com dados de alta qualidade, tornando-a a maior e mais profunda amostra de supernovas já compilada por um único telescópio. Em 1998, os astrônomos utilizaram apenas 52 supernovas para determinar que o Universo  está se expandindo a um ritmo acelerado. 

Existem pequenas desvantagens da nova abordagem fotométrica em comparação com a espectroscopia: como as supernovas não possuem espectros, há maior incerteza na classificação. No entanto, o tamanho da amostra muito maior possibilitado pela abordagem fotométrica compensa a pesquisa. As técnicas inovadoras em que o DES foi pioneiro irão moldar e impulsionar futuras análises astrofísicas. Projetos como o LSST de Rubin e o telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA continuarão de onde o DES parou.

Mesmo com experiências mais avançadas sobre energia escura, os cientistas do DES enfatizaram a importância de ter modelos teóricos para explicar a energia escura, além das suas observações experimentais. Os cientistas do DES continuam a usar os resultados das supernovas em mais análises, integrando-os com os resultados obtidos com outras técnicas do DES. 

Um modelo mais complexo pode ser necessário. A energia escura pode de fato variar com o tempo. Para chegar a uma conclusão definitiva, os cientistas precisarão de mais dados. A energia escura ainda está por aí para ser descoberta.

O Dark Energy Survey é uma colaboração internacional que compreende mais de 400 astrofísicos, astrônomos e cosmólogos de mais de 25 instituições, inclusive do Brasil, lideradas por membros do Laboratório Nacional do Acelerador Fermi do Departamento de Energia dos EUA. 

Um artigo foi submetido ao periódico Astrophysical Journal. 

Fonte: Fermi National Accelerator Laboratory

Estrela altera seu brilho a cada quatro anos

Doze anos de observações em uma região obscura da constelação de Escorpião, vizinha do centro da Via Láctea, levaram à descoberta de um objeto celeste envolto em um contexto singular.

© Vista (estrela central iluminando nebulosa)

Imagem em falsa cor mostra a estrela central (dentro do círculo cinza) que ilumina parte da nebulosa (rosa), enquanto outra região fica escurecida (azul).

Uma equipe internacional de astrônomos identificou uma jovem estrela variável, que muda de brilho ao longo do tempo, imersa em uma nebulosa, uma nuvem de gás e poeira cósmica, que também altera periodicamente sua luminosidade.

“A cada quatro anos, aproximadamente, a estrela pisca e diminui por um certo tempo o seu brilho. Uma região da nebulosa pisca em sincronia com ela, enquanto outra parte se comporta de maneira inversa”, diz o astrofísico Roberto Saito, da Universidade Federal de Santa Catarina (UFSC), autor principal que estuda o exótico objeto celeste. 

Esse padrão de variação da luminosidade foi observado durante três ciclos completos de quatro anos. O jogo de pisca e apaga da estrela e da nebulosa é atribuído a um fenômeno ondulatório denominado eco luminoso, similar ao que ocorre com a reverberação produzida pelo som. A estrela emite uma luz que, quando encontra a nebulosa, é refletida de volta e ilumina a nuvem de gás e poeira. Devido à velocidade finita da luz e ao grande tamanho da nebulosa, suas diferentes regiões são, do ponto de vista de um observador externo, iluminadas pela estrela central em momentos distintos. A estrela emite luz em todas as direções. A parte da luz que vem diretamente para a Terra ilumina a região da nuvem mais próxima de nós. Já a luz emitida na direção oposta demora mais para chegar aqui porque tem de ir até a porção mais distante da nebulosa antes de ser refletida de volta em direção à Terra. Quando isso ocorre, a estrela já escureceu de novo. 

No espaço, ecos de luz são comumente observados em novas e supernovas. A nova é a explosão brilhante produzida quando uma enorme massa de gás é transferida de uma estrela grande e relativamente fria para outra, pequena, mas muito quente, em um sistema binário. Quando estrelas gigantes chegam ao final de seu ciclo de vida e sofrem uma violenta explosão nuclear, esse jorro de luz e energia é denominado supernova. 

Em uma estrela variável, ecos de luz nunca tinham sido registrados. Por não se parecer com nenhum tipo de estrela presente nos catálogos de objetos astronômicos, o astro da constelação de Escorpião recebeu o nome de WIT-12. As letras remetem à pergunta, em inglês, “what is this?”, usada para indicar corpos celestes que não se encaixam em nenhuma classe conhecida de objetos e são agrupados em uma categoria à parte. O numeral indica que a estrela é o décimo segundo corpo celeste a ser considerado um WIT, nomenclatura adotada pelo projeto Vista Variables in the Via Lactea (VVV). 

Saito também participou da descoberta de outros WIT a partir de dados do VVV. Desde 2010, essa iniciativa mapeou, em frequências do infravermelho próximo, cerca de 1 bilhão de estrelas no plano da Via Láctea com o telescópio Vista, do Observatório Europeu do Sul (ESO), localizado em Cerro Paranal, no Chile. As observações do Vista usaram diferentes filtros de cor ao longo do tempo e possibilitaram identificar, inicialmente, a existência de uma nebulosa cujo brilho se alterava periodicamente. Em seguida, foi possível associar a mudança de luminosidade da nuvem de gás e poeira a uma fonte de brilho, também variável, situada em seu centro, provavelmente uma estrela. 

Para determinar as características desse objeto celeste, os autores do trabalho tiveram de recorrer aos serviços de outro telescópio situado no Chile. Usaram o Soar, – que tem como um de seus sócios o Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), do Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação (MCTI) – para obter o espectro da estrela. 

Esse tipo de registro decompõe a luz emitida por um astro em suas cores constituintes (diferentes comprimentos de onda) a partir dos quais se pode inferir alguns parâmetros, como sua composição química, temperatura e luminosidade intrínseca. A análise do espectro no infravermelho próximo permitiu classificar a fonte de luz no interior da nebulosa como um objeto estelar jovem (YSO, young stellar object). 

Os dados disponíveis sugerem que se trata de uma estrela vermelha jovem. Esse tipo de corpo celeste, que está nos primórdios de sua existência, costuma ser relativamente frio, com massa não muito maior do que a do Sol, e ter sido formado há apenas alguns milhões de anos. Também é comum que um YSO ainda esteja circundado por uma nuvem de gás e poeira. 

Para o astrofísico Augusto Damineli, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), que não está envolvido nos estudos com a estrela e a nuvem de gás e poeira, os resultados apresentados são o começo, e não o fim, dos trabalhos com WIT-12. “Sabemos que se trata de uma estrela variável que emite ecos luminosos para a nebulosa que a cerca”, pondera Damineli. “Foi preciso um investimento observacional significativo para se poder fazer essa afirmação. Ainda assim, ela é completamente insuficiente para responder à pergunta ‘o que é isso?’.” Ele espera que o emprego de novos métodos de análise, possivelmente com ajuda da inteligência artificial, e a entrada em operação de instrumentos de observação mais potentes possam jogar uma luz sobre a natureza de estrelas fora do padrão. Até porque objetos misteriosos como os WIT devem ser registrados com mais constância à medida que novos telescópios, como o Observatório Vera Rubin, no Chile, comecem a funcionar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Revista FAPESP

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