O buraco negro da Via Láctea está pronto para bater o pênalti

Segundo um novo estudo que utiliza dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea está girando tão depressa que está deformando o espaço-tempo à sua volta, dando-lhe uma forma que pode parecer uma bola de futebol americano.

© EHT (Sagittarius A)

Este buraco negro gigante é o Sagitário A* (Sgr A*), que se encontra a cerca de 26.000 anos-luz de distância da Terra, no centro da nossa Galáxia. 

Os buracos negros têm duas propriedades fundamentais: a sua massa e a sua rotação. A determinação de qualquer um destes dois valores diz muito sobre o comportamento de qualquer buraco negro. 

Pesquisadores aplicaram um novo método que utiliza dados de raios X e rádio para determinar a velocidade de rotação de Sgr A* com base na forma como o material flui em direção ao buraco negro e se afasta dele. Descobriram que Sgr A* está girando com uma velocidade angular que é cerca de 60% do valor máximo possível, um limite estabelecido pelo fato da matéria não poder viajar mais depressa do que a velocidade da luz.

No passado, astrônomos fizeram várias outras estimativas da velocidade de rotação de Sgr A* utilizando outras técnicas, com resultados que variaram entre não girar na totalidade e girar quase à velocidade máxima. 

Um buraco negro em rotação puxa o espaço-tempo e a matéria próxima à sua volta enquanto gira. O espaço-tempo ao redor do buraco negro em rotação é também esmagado. Olhando para um buraco negro de cima para baixo, ao longo de qualquer jato que produza, o espaço-tempo tem uma forma circular. No entanto, olhando para o buraco negro girando de lado, o espaço-tempo tem a forma de uma bola de futebol americano. Quanto mais rápida a rotação, mais achatada é a bola. 

A rotação de um buraco negro pode atuar como uma importante fonte de energia. Os buracos negros supermassivos em rotação podem produzir fluxos colimados, ou seja, feixes estreitos de matéria, como jatos, quando a sua energia rotacional é extraída, o que exige que exista pelo menos alguma matéria na vizinhança do buraco negro. Devido ao combustível limitado em torno de Sgr A*, este buraco negro tem estado relativamente calmo nos últimos milênios, com jatos relativamente fracos. No entanto, este trabalho mostra que isto pode mudar se a quantidade de matéria na vizinhança de Sgr A* aumentar. 

Isto significa que, no futuro, se as propriedades da matéria e a intensidade do campo magnético próximo do buraco negro se alterarem, parte da enorme energia rotacional do buraco negro poderá impulsionar fluxos mais fortes. Esta fonte de matéria pode vir do gás ou dos remanescentes de uma estrela despedaçada pela gravidade do buraco negro, caso esta estrela se aproxime demasiado de Sgr A*.

Os jatos alimentados e colimados pelo buraco negro central de uma galáxia podem afetar profundamente o fornecimento de gás a uma galáxia inteira, o que afeta a rapidez com que as estrelas se podem formar. 

As "bolhas de Fermi" observadas em raios X e raios gama em torno do buraco negro da Via Láctea mostram que Sgr A* esteve provavelmente ativo no passado. A medição da rotação do buraco negro é um teste importante deste cenário. Para determinar a rotação de Sgr A*, foi utilizado um método teórico empírico, referido como "método do fluxo", que detalha a relação entre a rotação do buraco negro e a sua massa, as propriedades da matéria perto do buraco negro e as propriedades do fluxo. O fluxo colimado produz as ondas de rádio, enquanto o disco de gás que rodeia o buraco negro é responsável pela emissão de raios X. Usando este método, os pesquisadores combinaram os dados do Chandra e do VLA com uma estimativa independente da massa do buraco negro, obtida por outros telescópios, para restringir a rotação de Sgr A*. 

Embora ele esteja calmo neste momento, no futuro, dará um chute incrivelmente poderoso na matéria circundante. Isto pode acontecer daqui a mil ou um milhão de anos, ou pode acontecer ainda durante a nossa vida.

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Zoozve é uma quase lua de Vênus

O cientista pesquisador há quase 50 anos, Brian Skiff (Observatório Lowell), conhece bem a descoberta de novos pequenos corpos no Sistema Solar.

© A. Foster / L. Nasser (ZOOZVE)

Ele encontrou dezenas de asteroides e descobriu ou codescobriu mais de 40 cometas, dos quais cerca de uma dúzia levam seu nome. Então, quando ele encontrou outro asteroide em movimento rápido enquanto analisava imagens recentes no Lowell Observatory Near-Earth Object Search, numa noite de novembro de 2002, pareceu bastante rotineiro.

Este objeto estava girando cerca de quatro graus por dia, então era obviamente um objeto próximo, dado que os asteroides do cinturão principal andam cerca de um quarto de grau por dia. 

Como acontece com qualquer movimento rápido, Skiff interrompeu o plano regular de observação para voltar para observações de acompanhamento naquela noite, para que o objeto não se perdesse. Como sempre, ele relatou os dados ao Minor Planet Center. E então ele esqueceu tudo. 

Ele nem percebeu quando, um ano depois, dois outros astrônomos, Seppo Mikkola (Observatório de Tuerlo) e Paul Wiegert (Universidade de Ontário Ocidental), analisaram a órbita do objeto e descobriram que era o primeiro de seu tipo. O objeto, que recebeu a designação temporária 2002VE68, é uma quase-lua. Parece orbitar o planeta Vênus, mas na verdade não está gravitacionalmente ligado a ele, mas circunda tanto o planeta quanto o Sol em uma órbita complexa e, em última análise, instável. O 2002VE68 leva menos de 225 dias para orbitar o Sol, ou seja, seu “ano” é menor que o da Terra. Ele exibe comportamento ressonante com Mercúrio, Vênus e a Terra. Os cálculos mostram que ela deixará completamente a influência de Vênus dentro de cerca de 500 anos. 

© Dieva (animação de ZOOZVE em torno de Vênus)

Estas órbitas quase-lua foram previstas como uma possibilidade teórica em 1913, mas nenhuma delas havia sido vista antes. Esta descoberta representou toda uma nova classe de corpos menores no Sistema Solar. Desde então, pelo menos outros oito foram encontrados, um deles associado a Netuno e sete deles orbitando ao lado da Terra. A contagem da Terra inclui uma minilua, descoberta no ano passado, que parece ter a órbita quase-satélite mais estável até agora, com uma vida útil de cerca de 4.000 anos antes de se afastar da influência gravitacional da Terra. 

Skiff não tinha conhecimento de nenhum desse trabalho de acompanhamento até receber uma ligação no ano passado de Latif Nasser, co-apresentador do popular podcast científico Radiolab. Nasser estava tentando rastrear a origem de um nome estranho que vira em um pôster artístico do Sistema Solar pendurado na parede do quarto de seu filho de dois anos. O pôster parecia mostrar que Vênus tinha uma lua, cujo nome foi rotulado como 524522 ZOOZVE.

Nasser fez algumas ligações para astrônomos da NASA, que confirmaram sua suspeita de que não, Vênus não tem lua. Perplexo, ele continuou cavando para tentar descobrir de onde viera aquele objeto estranho com nome estranho. Ele finalmente localizou o criador do pôster, o artista Alex Foster, do Reino Unido, que também foi pego de surpresa pela pergunta. Eles finalmente descobriram o que havia acontecido: Foster encontrou o nome do asteroide, 2002VE, em uma lista de luas do Sistema Solar. Ao transferi-lo para seu pôster, ele interpretou mal sua própria caligrafia e, em vez disso, inseriu-a no pôster como ZOOZVE. Mistério resolvido. No dia 5 de fevereiro, a IAU (International Astronomical Union) incluiu o astro na sua lista mais recente de novos nomes de asteroides. 

Fonte: Sky & Telescope

Erupção extrema numa jovem estrela semelhante ao Sol

Os astrônomos detectaram uma erupção extrema de uma jovem estrela que se tornou mais de cem vezes mais brilhante em apenas algumas horas.

© CfA / M. Weiss (ilustração da erupção da estrela jovem HD 283572)

Esta descoberta fornece uma nova perspectiva sobre a forma como as estrelas jovens semelhantes ao Sol se comportam no início das suas vidas e o seu impacto no desenvolvimento de qualquer um dos seus planetas recém-nascidos.

Os pesquisadores do SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory), que faz parte do Centro para Astrofísica Harvard & Smithsonian (CfA), evidenciaram esta descoberta utilizando observações de HD 283572 pelo SMA (Submillimeter Array), uma estrela 40% mais massiva do que o Sol, localizada a cerca de 400 anos-luz de distância. O SMA é um conjunto de radiotelescópios em Mauna Kea, no Havaí, concebido especificamente para detectar luz nos comprimentos de ondas milimétricos. Com menos de 3 milhões de anos, HD 283572 é mais de mil vezes mais jovem do que o Sol, estando na idade em que os planetas semelhantes à Terra se começam a formar à volta das estrelas. 

Os astrônomos estavam usando o SMA para procurar o material poeirento produzido na formação de planetas jovens, material este que tem um brilho fraco, mas detectável nos comprimentos de onda milimétricos, ou rádio. No entanto, encontraram algo completamente diferente. Ocorreu uma erupção extraordinariamente brilhante de uma estrela jovem e incomum. As erupções são raras nestes comprimentos de onda e não era esperado ser visto nada para além do brilho tênue da poeira formadora de planetas.

As erupções estelares podem aumentar o brilho de uma estrela dezenas ou centenas de vezes em diferentes comprimentos de onda. À medida que as estrelas giram, os seus campos magnéticos podem enrolar-se e desenvolver regiões de maior energia magnética. Tal como uma mola demasiado apertada, esta energia magnética armazenada tem de ser eventualmente liberada. No caso das estrelas, isto produz acelerações intensas das suas partículas carregadas, que atravessam as superfícies. 

Um desafio para a observação de tais erupções é o fato de nunca se saber exatamente quando é que uma estrela poderá desencadear uma erupção, e a sua observação pode ser particularmente difícil em comprimentos de onda milimétricos. 

A equipe mediu a energia da erupção de HD 283572 e descobriu que, ao longo de um período de 9 horas, liberou cerca de um milhão de vezes mais energia do que qualquer erupção milimétrica observada nas vizinhas estelares mais próximas do Sol. Esta é uma das mais poderosas erupções de que há registo. Este foi um evento gigantesco, equivalente a gastar todo o arsenal nuclear da Terra em cerca de um milissegundo, repetidamente, durante quase meio dia!

Interações com estrelas companheiras ou planetas invisíveis, ou atividade periódica de manchas estelares são alguns mecanismos possíveis, mas o que permanece sem dúvida é o quão poderoso foi este evento. Quaisquer potenciais planetas em desenvolvimento neste sistema teriam sido fustigados pelo imenso poder desta erupção. A idade jovem da estrela e a sua natureza semelhante à do Sol fornecem pistas importantes sobre os ambientes típicos que planetas jovens e em desenvolvimento, como a Terra, podem encontrar.

Poderosas erupções podem limitar o crescimento das atmosferas planetárias ou danificar gravemente as atmosferas já desenvolvidas. Estão em curso observações adicionais para compreender a frequência com que HD 283572 tem este gênero de atividade e se as erupções em torno deste tipo de estrelas jovens inibem o crescimento das atmosferas planetárias.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

As galáxias com antenas em formato de coração

Essas duas galáxias estão realmente atraídas uma pela outra?

© Kent E. Biggs (Galáxias Antenas)

Sim, gravitacionalmente, e o resultado aparece como um enorme coração icônico; pelo menos por enquanto. 

Na imagem está o par de galáxias catalogadas como NGC 4038 e NGC 4039, conhecidas como Galáxias Antenas. Por estarem a apenas 60 milhões de anos-luz de distância, próximos pelos padrões intergalácticos, o par é uma das galáxias em interação mais bem estudadas no céu noturno. 

A sua forte atração começou há cerca de um bilhão de anos, quando passaram anormalmente próximas uma do outra. À medida que as duas galáxias interagem, as suas estrelas raramente colidem, mas novas estrelas são formadas quando os seus gases interestelares colidem.

Algumas novas estrelas já se formaram, por exemplo, nas longas antenas que se estendem pelas laterais da dupla oscilante. Quando a fusão das galáxias estiver completa, provavelmente daqui a um bilhão de anos, bilhões de novas estrelas poderão ter-se formado.

Fonte: NASA

"Pesando" um buraco negro no Universo primordial

Com o atualizado instrumento GRAVITY do VLTI (Very Large Telescope Interferometer) do ESO, uma equipe de astrônomos liderada pelo Instituto Max Planck de Física Extraterrestre determinou a massa de um buraco negro numa galáxia apenas 2 bilhões de anos após o Big Bang.

© Cosmonovas (ilustração de um buraco negro)

Com 300 milhões de massas solares, o buraco negro é pouco massivo em comparação com a massa da sua galáxia hospedeira. 

No Universo mais local, os astrônomos observaram relações íntimas entre as propriedades das galáxias e a massa dos buracos negros supermassivos que residem nos seus centros, sugerindo que as galáxias e os buracos negros coevoluem. Um teste crucial seria sondar esta relação nos primeiros tempos do cosmos, mas para estas galáxias longínquas os tradicionais métodos diretos de medição da massa do buraco negro são impossíveis ou extremamente difíceis. 

Apesar destas galáxias brilharem frequentemente com muita intensidade, denominadas quasares quando descobertas na década de 1950, estão tão distantes que não podem ser detectadas pela maioria dos telescópios.

Em 2018, foram efetuadas as primeiras medições inovadoras da massa de um buraco negro de um quasar com o GRAVITY. No entanto, este quasar estava muito próximo. Agora, foi atingido um desvio para o vermelho de 2,3, o que corresponde a observar 11 bilhões de anos para trás no tempo. O GRAVITY+ abre agora um caminho novo e preciso para estudar o crescimento dos buracos negros nesta época crítica, frequentemente designada por "meio-dia cósmico", quando tanto os buracos negros como as galáxias estavam crescendo rapidamente. 

Atulamente é possível obter imagens de buracos negros no Universo inicial, 40 vezes mais nítidas do que é obtido com o telescópio espacial James Webb. O GRAVITY combina interferometricamente os quatro telescópios de 8 metros do VLT do ESO, criando essencialmente um telescópio virtual gigante com um diâmetro de 130 metros. 

A equipa foi capaz de resolver espacialmente o movimento das nuvens de gás em torno do buraco negro central da galáxia SDSS J092034.17+065718.0, à medida que giram num disco espesso. Isto permite uma medição direta da massa do buraco negro. Com 320 milhões de massas solares, a massa do buraco negro é inferior à da galáxia que o acolhe, que tem uma massa de cerca de 600 bilhões de massas solares. Este fato sugere que a galáxia hospedeira cresceu mais depressa do que o buraco negro supermassivo, indicando, em alguns sistemas, um atraso entre o crescimento da galáxia e o do buraco negro.

O cenário provável para a evolução desta galáxia parece ser uma forte atividade de supernova, no qual estas explosões estelares expulsam o gás das regiões centrais antes que este possa atingir o buraco negro no centro galáctico. O buraco negro só pode começar a crescer rapidamente e a acompanhar o crescimento global da galáxia quando a galáxia se tiver tornado suficientemente massiva para reter um reservatório de gás nas suas regiões centrais, mesmo contra a atividade de supernova.

Para determinar se este cenário é também o modo dominante da coevolução de outras galáxias e dos seus buracos negros centrais, a equipe vai fazer um acompanhamento com mais medições altamente precisas da massa de buracos negros no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Uma imagem de raios X de metade do Universo

A astronomia de raios X tem uma história movimentada de 60 anos de exploração dos extremos do Universo: desde estrelas em explosão até núcleos galácticos ativos, que, com os seus buracos negros supermassivos, são indiscutivelmente as fontes de energia mais eficientes do cosmo.

© MPE (Catálogo eRosita All-Sky Survey)

A seção do céu do Catálogo eRosita All-Sky Survey (eRASS1) em duas representações diferentes. A imagem da esquerda mostra a emissão estendida de raios X, enquanto a imagem da direita mostra fontes pontuais de raios X.

Embora a maioria dos telescópios de raios X tenham sido construídos para observar estes fenômenos mais de perto, o eROSITA tem uma visão mais ampla. O eROSITA está a bordo do satélite Spektrum-RG. Estas incluem as maiores estruturas do Universo, filamentos de gás quente que ligam poderosos aglomerados de galáxias e podem conter as respostas às maiores questões: como é que o Universo evoluiu e porque está se expandindo? 

As observações do primeiro Catálogo eRosita All-Sky Survey (eRASS1) com o telescópio eROSITA foram realizadas de 12 de dezembro de 2019 a 11 de junho de 2020, onde os dados cobrem metade de todo o céu. Na faixa de energia mais sensível dos detectores eROSITA (0,2-2 keV), o telescópio detectou 170 milhões de fótons de raios X, um número recorde. Na astronomia de raios X, é possível medir partículas individuais de luz (fótons) com suas respectivas energias no espectro de raios X e seu tempo de chegada no detector. 

O catálogo foi então construído, após cuidadoso processamento e calibração, detectando concentrações de fótons no céu contra um fundo difuso, brilhante e em grande escala. Depois do eRASS1, o eRosita continuou a varrer o céu e acumulou vários levantamentos adicionais de todo o céu. Estes dados também serão divulgados ao mundo nos próximos anos.  As 900.000 fontes incluem cerca de 710.000 buracos negros supermassivos em galáxias distantes (núcleos galácticos ativos), 180.000 estrelas emissoras de raios X na Via Láctea, 12.000 aglomerados de galáxias, além de um pequeno número de outras classes exóticas de fontes de emissão de raios X, tais como: estrelas binárias, remanescentes de supernovas, pulsares e outros objetos. Com o eROSITA durante 6 meses foram detectadas mais fontes do que as grandes missões emblemáticas XMM-Newton e Chandra fizeram em quase 25 anos de operação.

Juntamente com os dados, o consórcio está publicando uma série de artigos científicos sobre novas descobertas que vão desde estudos de habitabilidade planetária até à descoberta das maiores estruturas cósmicas. Nos primeiros seis meses de observação, a eROSITA já descobriu mais fontes de raios X do que se conhecia nos 60 anos de história da astronomia de raios X. Os dados estão disponíveis para a comunidade científica global. 

A maioria dos novos artigos aparecem recentemente com descobertas selecionadas, incluindo: mais de 1.000 superaglomerados de galáxias, o filamento gigante de gás quente e puro que se estende entre dois aglomerados de galáxias e dois novos buracos negros com “erupção quase periódica”. Estudos adicionais sobre como a irradiação de raios X de uma estrela pode afetar a atmosfera e a retenção de água dos planetas em órbita, e análises estatísticas de buracos negros supermassivos tremeluzentes. 

Este primeiro lançamento de dados torna público não apenas o catálogo de fontes, mas também imagens do céu de raios X em múltiplas energias de raios X e até mesmo listas de fótons individuais com suas posições no céu, energias e tempos de chegada precisos. O software necessário para analisar os dados do eROSITA também está incluído no lançamento. Para muitas classes de fontes, dados suplementares de outras bandas de ondas também foram incorporados nos chamados catálogos de “valor agregado” que vão além da pura informação de raios X. 

Os resultados da cosmologia, baseados numa análise aprofundada dos aglomerados de galáxias, serão divulgados em aproximadamente duas semanas. Esta iniciativa propiciará a expansão das fronteiras da astronomia de raios X.

Fonte: Max-Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Encontrado vapor de água na atmosfera de um exoplaneta pequeno

Recorrendo ao telescópio espacial Hubble, os astrônomos observaram o menor exoplaneta onde foi detectado vapor de água na atmosfera.

© STScI (ilustração do exoplaneta GJ 9827d)

Com apenas cerca de duas vezes o diâmetro da Terra, o GJ 9827d pode ser um exemplo de potenciais planetas com atmosferas ricas em água em outros locais da nossa Galáxia.  O exoplaneta GJ 9827d foi descoberto pelo telescópio espacial Kepler da NASA em 2017. Completa uma órbita em torno de uma estrela anã vermelha a cada 6,2 dias. A estrela, GJ 9827, situa-se a 97 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Peixes.

No entanto, ainda é muito cedo para dizer se o Hubble mediu espectroscopicamente uma pequena quantidade de vapor de água numa atmosfera "inchada" rica em hidrogênio, ou se a atmosfera do planeta é majoritariamente feita de água, deixada para trás depois de uma atmosfera primitiva de hidrogênio e hélio se ter evaporado sob a radiação estelar.

A certa altura, à medida que planetas menores são estudados, deve haver uma transição em que deixa de haver hidrogênio nestes pequenos mundos e passam a ter atmosferas mais parecidas com a de Vênus, que é dominada pelo dióxido de carbono. Dado que o planeta é tão quente como Vênus, com cerca de 400º C, seria definitivamente um mundo inóspito e vaporoso se a atmosfera fosse predominantemente de vapor de água. 

Atualmente, a equipe tem dois cenários. Um deles é que o planeta ainda está agarrado a uma atmosfera rica em hidrogênio e com água, o que faz dele um mini-Netuno. Em alternativa, poderá ser uma versão mais quente da lua de Júpiter, Europa, que tem duas vezes mais água do que a Terra sob a sua crosta. 

O planeta GJ 9827d pode ser metade água, metade rocha. E haveria muito vapor de água em cima de um corpo rochoso mais pequeno. Se o planeta tiver uma atmosfera residual rica em água, então deve ter sido formado mais longe da sua estrela hospedeira, onde a temperatura é fria e há água disponível sob a forma de gelo, do que na sua localização atual. Neste cenário, o planeta teria então migrado para mais perto da estrela e recebido mais radiação. O hidrogênio foi aquecido e escapou, ou está ainda escapando, da fraca gravidade do planeta.

A teoria alternativa é que o planeta se formou perto da estrela quente, com traços de água na sua atmosfera. Com o telescópio espacial Hubble foi observado o planeta durante 11 trânsitos - eventos no qual o planeta passa em frente da sua estrela - que foram espaçados ao longo de três anos. Durante os trânsitos, a luz da estrela é filtrada através da atmosfera do planeta e tem a impressão digital espectral das moléculas de água. 

Esta descoberta do Hubble abre a porta ao futuro estudo deste tipo de planetas pelo telescópio espacial James Webb da NASA. Ele pode ver muito mais com observações adicionais no infravermelho, incluindo moléculas de carbono como o monóxido de carbono, o dióxido de carbono e o metano. Quando tivermos um inventário total dos elementos de um planeta, podemos compará-los com a estrela que orbita e compreender como se formou.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Desvendando os mistérios da formação e evolução planetária

Um sistema solar recentemente descoberto, com seis exoplanetas confirmados e um possível sétimo, está melhorando o conhecimento sobre a formação e evolução planetária.

© UCI (ilustração da estrela anã TOI-1136)

Utilizando um arsenal de observatórios e instrumentos espalhados pelo mundo, uma equipe liderada por pesquisadores da Universidade da Califórnia em Irvine (UCI), compilou as medições mais precisas até à data das massas, propriedades orbitais e características atmosféricas dos exoplanetas.

Os resultados foram obtidos pelo TKS (TESS-Keck Survey), fornecendo uma descrição completa dos exoplanetas que orbitam TOI-1136, uma estrela anã a mais de 270 anos-luz da Terra. O estudo é um seguimento da observação inicial da estrela e dos exoplanetas feita pela equipe em 2019, utilizando dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Este projeto forneceu a primeira estimativa das massas dos exoplanetas através do registo das variações do tempo de trânsito (VTT), uma medida da atração gravitacional que os planetas em órbita exercem uns sobre os outros. 

Para o estudo mais recente, os astrônomos juntaram os dados do VTT a uma análise da velocidade radial da estrela. Utilizando o telescópio APF (Automated Planet Finder) do Observatório Lick, no Monte Hamilton, no estado norte-americano da Califórnia, e o instrumento HIRES (High-Resolution Echelle Spectrometer) do Observatório W.M. Keck, no Mauna Kea, Havaí, conseguiram detectar ligeiras variações no movimento estelar através do desvio para o vermelho e para o azul do efeito Doppler, possibilitando determinar leituras da massa planetária com uma precisão sem precedentes.

Para obter informação tão exata sobre os planetas deste sistema, a equipe construiu modelos computacionais usando centenas de medições de velocidade radial sobrepostas a dados do  VTT. 

Quando se compara planetas em sistemas solares diferentes, há muitas variáveis que podem diferir com base nas propriedades distintas das estrelas e nas suas localizações em partes diferentes da Galáxia. A observação de exoplanetas no mesmo sistema permite o estudo de planetas que passaram por uma história semelhante. 

Pelos padrões estelares, a estrela TOI-1136 é jovem, com apenas 700 milhões de anos, outra característica que tem atraído caçadores de exoplanetas. O magnetismo, as manchas estelares e as erupções são mais prevalentes e intensas durante esta fase do desenvolvimento de uma estrela, e a radiação resultante impacta e molda os planetas, afetando as suas atmosferas. 

Os exoplanetas confirmados de TOI-1136, TOI-1136 b a TOI-1136 g, estão classificados como "sub-Netunos". O exoplaneta menor tem mais do dobro do raio da Terra, e os outros têm até quatro vezes o raio da Terra, comparáveis aos tamanhos de Urano e Netuno. Segundo o estudo, todos estes planetas orbitam TOI-1136 em menos do que os 88 dias que Mercúrio leva a dar a volta ao nosso Sol.

Outra componente estranha deste sistema solar é a possível presença, ainda não confirmada, de um sétimo planeta. Os pesquisadores detectaram alguns indícios de outra força ressonante no sistema. Quando os planetas estão orbitando perto uns dos outros, podem atrair-se gravitacionalmente uns aos outros.

Os períodos orbitais destes planetas são espaçados de forma semelhante. Quando os exoplanetas estão em ressonância, os puxões são sempre na mesma direção. Isto pode ter um efeito desestabilizador ou, em casos especiais, pode servir para tornar as órbitas mais estáveis. 

Será que vamos encontrar um mundo de rocha fundida, um mundo de água ou um mundo de gelo, todos no mesmo sistema solar? 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: University of California

Plutão em cores reais

Qual é a cor de Plutão, realmente?

© New Horizons / Alex Parker (Plutão)

Demorou algum esforço para descobrir. Mesmo tendo em conta todas as imagens enviadas de volta à Terra quando a sonda robótica New Horizons passou por Plutão em 2015, processar estes quadros multiespectrais para aproximar o que o olho humano veria foi um desafio. 

O resultado apresentado aqui, divulgado três anos após os dados brutos terem sido adquiridos pela New Horizons, é a imagem em cores reais de Plutão de maior resolução já obtida. Visível na imagem está o Tombaugh Regio, de cor clara e em forma de coração, com o inesperadamente liso Sputnik Planitia, feito de nitrogênio congelado, preenchendo seu lobo ocidental. 

A New Horizons descobriu que o planeta anão tem uma superfície surpreendentemente complexa composta por muitas regiões com tonalidades perceptivelmente diferentes. No total, porém, Plutão é majoritariamente castanho, com grande parte da sua cor suave originada de pequenas quantidades de metano superficial energizado pela luz ultravioleta do Sol.

Veja mais em: New Horizons passou hoje mais perto de Plutão e O possível oceano subterrâneo de Plutão.

Fonte: NASA

Uma galáxia pouco resplandecente

Esta é a suavemente luminosa galáxia espiral denominada UGC 11105.

© Hubble (UGC 11105)

A galáxia UGC 11105 está situada na constelação de Hércules, a cerca de 110 milhões de anos-luz da Terra, e parece ofuscada pelas estrelas brilhantes que a rodeiam. A supernova tipo II que ocorreu nesta galáxia em 2019, embora não seja mais visível nesta imagem, definitivamente ofuscou a galáxia na época! 

Para ser mais preciso, a galáxia UGC 11105 tem uma magnitude aparente de cerca de 13,6 no regime de luz óptica (esta imagem foi criada usando dados que cobrem a região do regime óptico, além de dados ultravioleta). Os astrônomos têm diferentes maneiras de quantificar o brilho dos objetos celestes, e a magnitude aparente é uma delas. 

Em primeiro lugar, a parte “aparente” desta quantidade refere-se ao fato de que a magnitude aparente apenas descreve como os objetos brilhantes parecem ser vistos da Terra, o que não é a mesma coisa que medir o quão brilhantes eles realmente são. A magnitude aparente de um objeto depende de sua luminosidade intrínseca, sua distância da Terra e qualquer extinção da luz do objeto causada pela poeira interestelar ao longo da linha de visão do observador. Por exemplo, na realidade, a estrela variável Betelgeuse é cerca de 21.000 vezes mais brilhante que o nosso Sol, mas como o Sol está muito mais próximo da Terra, Betelgeuse parece ser muito menos brilhante do que ele.

A medição da magnitude aparente é chamada de fotometria. A escala de magnitude não tem uma unidade associada, ao contrário, por exemplo, da massa, que medimos em quilogramas, ou do comprimento, que medimos em metros. Os valores de magnitude só têm significado em relação a outros valores de magnitude. 

Além disso, a escala não é linear, mas é um tipo de escala matemática conhecida como logarítmica reversa, o que também significa que os objetos de menor magnitude são mais brilhantes do que os objetos de maior magnitude. Por exemplo, UGC 11105 tem uma magnitude aparente de cerca de 13,6 no óptico, enquanto o Sol tem uma magnitude aparente de cerca de -26,8. Considerando a escala logarítmica inversa, isto significa que o Sol parece ser cerca de 14 quatrilhões de vezes mais brilhante que UGC 11105 da nossa perspectiva aqui na Terra, embora UGC 11105 seja uma galáxia inteira! 

As estrelas mais fracas que os humanos podem ver a olho nu têm cerca de sexta magnitude, com a maioria das galáxias sendo muito mais escuras do que isso. O telescópio espacial Hubble, no entanto, é conhecido por detectar objetos com magnitudes aparentes de até o extraordinário valor de 31, então UGC 11105 não representa realmente um grande desafio. 

Fonte: ESA

A rotação e a massa dos buracos negros binários estão correlacionados?

Quando os pesquisadores analisam as detecções de buracos negros em fusão feitas por observatórios de ondas gravitacionais, utilizam modelos e estatísticas para fazer inferências cuidadosas acerca da população de buracos negros no nosso Universo.

© R. Hurt (ilustração da fusão de dois buracos negros)

Os astrônomos exploraram se uma tendência emergente nos dados de ondas gravitacionais é real ou um artefato de anteriores métodos de análise. A detecção, em 2015, de ondas gravitacionais provenientes da fusão de buracos negros pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory), deu aos cientistas uma nova forma de explorar os buracos negros. Ao analisar as ondulações no espaço-tempo resultantes da colisão de buracos negros, os pesquisadores esperam compreender como é que estes objetos se formaram (através do colapso de estrelas massivas ou de fusões sucessivas de buracos negros já existentes?) e como é que vieram a existir em sistemas binários (por pertencerem primeiro a um sistema binário estelar ou por se formarem sozinhos e se ligarem a outro buraco negro mais tarde?). 

Um resultado potencial que surgiu das várias análises de sinais de ondas gravitacionais é que as rotações efetivas e proporção das massas de buracos negros binários em fusão parecem estar correlacionados. Mas, tal como acontece com todos os resultados que são extraídos estatisticamente de conjuntos complexos de dados, é importante perguntar se esta é uma característica real dos dados, com implicações reais para a forma como os buracos negros binários são "montados", ou se é um resultado dos modelos ou das análises estatísticas.

Um novo tratamento estatístico foi aplicado às detecções de fusões de buracos negros. Este tratamento apresenta um novo modelo para a rotação efetiva e permite a existência de uma subpopulação de buracos negros binários com rotação efetiva nula, que ainda não foi descartada e que pode ter um impacto ainda não considerado. A equipe aplicou o seu modelo populacional ao terceiro catálogo de sinais de ondas gravitacionais dos detectores LIGO e Virgo e utilizou métodos estatísticos Bayesianos para extrair as propriedades da população global de buracos negros. 

Descobriram que a correlação anteriormente relatada entre a rotação efetiva e a proporção de massa é provavelmente real, descartando a possibilidade de não haver correlação com uma probabilidade de 99,7%. Uma possibilidade que persiste é que este resultado se deve ao paradoxo de amalgamação, que surge quando as tendências presentes em diferentes fatores desaparecem ou se invertem quando eles são tidos em conjunto. Se a correlação observada resistir a um exame estatístico mais aprofundado, vários fenômenos astrofísicos poderão ser responsáveis por este efeito: a grande transferência de massa entre estrelas progenitoras de buracos negros, estrelas que evoluem dentro de um invólucro comum e que acretam matéria a um ritmo elevado, ou mesmo sistemas de buracos negros binários situados dentro dos discos de acreção de NGAs (núcleos galácticos ativos), fenômenos estes que devem ser todos investigados com os futuros modelos da população de buracos negros. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: American Astronomical Society

Descoberta a estrela de nêutrons mais massiva?

Quando os astrônomos não conseguem explicar algo diretamente, muitas vezes torna-se verdadeiramente excitante.

© D. Futselaar (ilustração de um pulsar e um buraco negro)

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Instituto Max Planck de Radioastronomia e com a participação do Instituto Max Planck de Física Gravitacional descobriu agora um misterioso par que nunca tinha sido observado antes: um sistema constituído por uma estrela de nêutrons e um objeto que, à primeira vista, nem sequer deveria existir. Mas existem pistas importantes. 

Os pesquisadores da colaboração internacional TRAPUM (Transients and Pulsars with MeerKAT) descobriram um novo sistema constituído por dois objetos, localizado no aglomerado globular NGC 1851, na direção da constelação austral de Columba (Pomba). Os dois objetos têm muito provavelmente uma coisa em comum: ambos devem ter surgido, embora indiretamente, dos remanescentes de estrelas massivas, ou seja, de estrelas de nêutrons ou de buracos negros. 

As estrelas massivas formam-se frequentemente em sistemas estelares múltiplos. E são precisamente estas estrelas que, no final das suas vidas, morrem numa espetacular explosão de supernova. Os remanescentes: buracos negros ou estrelas de nêutrons que se orbitam uns aos outros, caso o sistema tenha sobrevivido à explosão. 

Até agora, só foram detectados pares de buracos negros e estrelas de nêutrons graças às ondas gravitacionais que emitem durante a sua dança íntima. É conhecida a natureza de pelo menos um dos dois objetos. A equipe utilizou o sensível radiotelescópio MeerKAT, na África do Sul, em combinação com poderosos detectores do Instituto Max Planck de Radioastronomia, e registrou pulsos fracos. 

Trata-se de uma estrela de nêutrons com um forte campo magnético que gira muito rapidamente, emitindo ondas de rádio ao longo de cones de luz opostos que varrem o Universo como um farol cósmico. O pulsar recentemente descoberto, de nome PSR J0514-4002E, gira em torno do seu próprio eixo mais de 170 vezes por segundo e a sua luz rádio atinge a Terra com a mesma frequência. A cada rotação, o radiotelescópio regista um pulso, semelhante ao tique-taque de um relógio. O pulsar tem um ritmo extremamente regular. 

Foram utilizados pequenos desvios ou diferenças no ritmo deste "relógio" para obter detalhes sobre uma companheira que orbita num centro de gravidade comum, juntamente com o pulsar. O efeito Doppler faz com que a frequência de rádio do pulsar se altere como resultado do seu movimento orbital, tal como o som da sirene de um carro de bombeiros ao passar pelo observador. Isto também permitiu determinar a órbita do pulsar em torno do objeto misterioso.

A situação é menos clara quando se trata do objeto companheiro que orbita o pulsar. Quando observa-se as imagens de NGC 1851 obtidas pelo telescópio espacial Hubble, não é visto nada nessa posição. Por isso, o objeto em órbita com o pulsar não é uma estrela normal, mas um remanescente extremamente denso de uma estrela colapsada. Se este objeto fosse também uma estrela, emitiria, tal como o Sol, um vento estelar, que o cone de luz rádio do pulsar teria de atravessar antes do radiotelescópio receber um sinal. Neste caso, o vento estelar influenciaria nas frequências do sinal de rádio. No entanto, não há sinais de tal efeito nos dados de rádio. Tudo indica que o misterioso objeto é um remanescente extremamente denso de uma estrela colapsada: um buraco negro ou outra estrela de nêutrons que não emite ondas de rádio. 

A procura por pistas continua: os astrônomos não só deduziram a órbita a partir das medições das diferenças de velocidade do "relógio" do pulsar, como também reduziram a massa do segundo objeto até 2,09 a 2,71 massas solares. Isto significa que a companheira pode ser mais massiva do que as estrelas de nêutrons mais pesadas conhecidas (cerca de duas massas solares) e, ao mesmo tempo, mais leve do que os buracos negros mais leves conhecidos (cerca de cinco massas solares). A razão pela qual ainda não foi encontrado nenhum outro objeto compacto entre duas e cinco massas solares não é totalmente compreendida.

As estrelas de nêutrons, os remanescentes ultradensos das explosões de supernovas, só podem ter até uma determinada massa. Quando ganham demasiada massa, talvez por consumirem outra estrela ou por colidirem com um objeto do mesmo tipo, entram em colapso. Qual exatamente o objeto resultante, após o colapso, é motivo de muita especulação, tendo sido propostos vários cenários de estrelas exóticas. A opinião predominante, no entanto, é que as estrelas de nêutrons colapsam para se tornarem buracos negros, objetos gravitacionalmente tão atrativos que nem a luz lhes consegue escapar. 

A teoria, apoiada pela observação, diz-nos que os buracos negros mais leves que podem ser criados por estrelas colapsadas são cerca de 5 vezes mais massivos do que o Sol. Isto é consideravelmente mais do que as 2,2 massas solares necessárias para o colapso de uma estrela de nêutrons, dando origem ao que é conhecido como a lacuna de massa dos buracos negros. A natureza dos objetos compactos, nesta gama de massas, é desconhecida e o estudo detalhado tem-se revelado até agora um desafio, uma vez que apenas vislumbres fugazes de tais objetos foram captados em observações das ondas gravitacionais produzidas por eventos de fusão no Universo distante. 

Embora a equipe não possa dizer de forma conclusiva se descobriu a estrela de nêutrons mais massiva que se conhece, o buraco negro mais leve que se conhece ou até mesmo uma nova e exótica variante estelar, o que é certo é que descobriu um laboratório único para investigar as propriedades da matéria sob as condições mais extremas do Universo.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Observações mostram que as estrelas massivas nascem em grupos

Há muito que se pensa que as estrelas massivas nascem como gêmeas, trigêmeas ou em grupos ainda maiores. Mas, até agora, havia poucas evidências observacionais que confirmassem a multiplicidade do nascimento das estrelas massivas.

© ALMA (região de formação estelar massiva)

Imagem, em cores falsas, da região de formação estelar massiva G333.23-0.06 a partir de dados obtidos com o observatório Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). As inserções mostram regiões detectadas com sistemas múltiplos de protoestrelas. Os símbolos pretos indicam a posição de cada uma das estrelas recém-formadas. A imagem abrange uma região com 0,62 por 0,78 anos-luz (que no céu corresponde a uns meros 7,5 x 9,5 segundos de arco).

Isto mudou com as observações aqui apresentadas: um estudo detalhado, utilizando o observatório ALMA, encontrou quatro protoestrelas binárias, um sistema triplo, um quádruplo e um quíntuplo num grande aglomerado estelar.

Os novos resultados confirmam a nossa compreensão atual da formação de estrelas massivas: estas nascem, realmente, em grupos. As estrelas massivas, há muito que se pensa que o nascimento múltiplo seja a norma. Este fato foi demonstrado por simulações que traçaram o colapso de nuvens gigantes de gás e poeira desde o início até à formação de estrelas separadas no seu interior: um processo hierárquico em que porções maiores da nuvem se contraem para formar núcleos mais densos, e em que regiões menores dentro destes "núcleos natais" colapsam para formar as estrelas separadas: estrelas massivas, mas também várias estrelas menos massivas. 

O nosso Sol formou-se como uma protoestrela de baixa massa num aglomerado de estrelas do gênero. As estrelas massivas, que têm mais de oito vezes a massa do nosso Sol, são de particular interesse, pois são estas as que dão oportunidade às estrelas de nêutrons e aos buracos negros, sendo estes com possibilidade de fundir uns com os outros e emitir grandes quantidades de ondas gravitacionais. Além disso, as estrelas massivas são muito brilhantes, até um milhão de vezes mais brilhantes do que o nosso Sol, sendo estas vistas em outras galáxias. 

Até agora, embora houvesse uma boa compreensão teórica da formação de estrelas nestas circunstâncias, faltavam evidências fundamentais: é muito difícil observar regiões de formação estelar em detalhe suficiente. Até à data, as observações tinham sido capazes de mostrar apenas alguns isolados candidatos a sistemas múltiplos em aglomerados estelares massivos, mas nada que se parecesse com a população prevista pelas simulações. Para confirmar ou descartar os modelos atuais da formação de estrelas massivas, era clara a necessidade de observações mais detalhadas. 

Um grupo de astrônomos do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), da Universidade para Estudos Avançados em Tóquio, e do Instituto Max Planck de Astronomia em Heidelberg, propôs-se observar 30 promissoras regiões de formação estelar massiva com o ALMA entre 2016 e 2019. A análise dos dados revelou-se um desafio considerável e demorou vários anos. Cada observação separada produz cerca de 800 GB de dados e a reconstrução de imagens a partir das contribuições das 66 antenas é um processo complexo.

As imagens reconstruídas resultantes são notáveis: mostram detalhes até cerca de 200 UA (1 UA, ou unidade astronômica, corresponde à distância Terra-Sol) para uma grande região com cerca de 200.000 UA de diâmetro. 

Os resultados são excelentes notícias para o quadro atual da formação de estrelas massivas. Especificamente, os astrônomos estão atualmente trabalhando numa análise semelhante para as 29 regiões adicionais de formação estelar massiva que observaram, às quais se juntarão em breve mais 20, com novas observações ALMA. Isso deverá permitir obter estatísticas de maior alcance sobre as propriedades dessas regiões e compreender a evolução dos sistemas múltiplos. Mas mesmo com os resultados atuais, o papel dos sistemas múltiplos na formação de estrelas massivas está agora firmemente ancorado na observação. 

Um artigo foi publidado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max-Planck-Institut für Astronomie

Nebulosas Profundas: Da Gaivota à Califórnia

Você conhece bem o céu noturno?

© Alistair Symon (nebulosas profundas)

Certo, mas quão bem você consegue identificar objetos famosos do céu em uma imagem muito profunda? De qualquer forma, aqui está um teste: veja se você consegue encontrar alguns ícones bem conhecidos do céu noturno em uma imagem profunda cheia de nebulosidade tênue.

Esta imagem contém o aglomerado de estrelas das Plêiades, Laço de Barnard, Nebulosa Cabeça de Cavalo, Nebulosa de Órion, Nebulosa Roseta, Nebulosa do Cone, Rigel, Nebulosa da Água-Viva, Nebulosa Cabeça de Macaco, Nebulosa Estrela Flamejante, Nebulosa do Girino, Aldebaran, Simeis 147, Nebulosa Gaivota e Nebulosa Califórnia.

Para encontrar suas localizações reais, aqui está uma versão anotada da imagem. A razão pela qual esta tarefa pode ser difícil é semelhante à razão pela qual é inicialmente difícil identificar constelações familiares num céu muito escuro: a tapeçaria do nosso céu noturno tem uma complexidade oculta extremamente profunda. A composição apresentada revela um pouco dessa complexidade em um mosaico de 28 imagens tiradas ao longo de 800 horas do céu escuro do Arizona, EUA.

Fonte: NASA

Detectado o buraco negro mais antigo

Astrônomos descobriram o buraco negro mais antigo alguma vez já observado, que remonta aos primórdios do Universo, e verificaram que está englobando até à morte a galáxia que o hospeda.

© P. Oesch (galáxia GN-z11)

A equipe internacional, liderada pela Universidade de Cambridge, utilizou o telescópio espacial James Webb para detectar o buraco negro, que remonta a 400 milhões de anos após o Big Bang, ou seja, há mais de 13 bilhões de anos. 

O fato deste buraco negro surpreendentemente massivo - com alguns milhões de vezes a massa do nosso Sol - existir tão cedo no Universo desafia os nossos pressupostos sobre a forma como os buracos negros se formam e crescem. Os astrônomos pensam que os buracos negros supermassivos, que se encontram no centro de galáxias como a Via Láctea, cresceram até ao seu tamanho atual ao longo de bilhões de anos. Mas o tamanho deste buraco negro recém-descoberto sugere que podem formar-se de outras maneiras: podem "nascer grandes" ou podem "comer" matéria a um ritmo cinco vezes superior ao que se pensava ser possível. 

De acordo com os modelos padrão, os buracos negros supermassivos formam-se a partir dos remanescentes de estrelas mortas, que colapsam e podem formar um buraco negro com cerca de cem vezes a massa do Sol. Se crescesse da forma esperada, este objeto recém-detectado demoraria cerca de um bilhão de anos para atingir a dimensão observada. No entanto, o Universo ainda não tinha esta idade quando foi detectado. 

Como todos os buracos negros, este está devorando material da sua galáxia hospedeira a fim de favorecer o seu crescimento. No entanto, com muito mais vigor do que os seus irmãos em épocas posteriores. A jovem galáxia hospedeira, chamada GN-z11, brilha devido ao buraco negro incrivelmente energético no seu centro.

Os buracos negros não podem ser observados diretamente, mas são detectados pelo brilho revelador de um disco de acreção rodopiante, que se forma perto da orla de um buraco negro. O gás no disco de acreção torna-se extremamente quente e começa a brilhar e a irradiar energia na região do ultravioleta. Este forte brilho é a forma como os astrônomos conseguem detectar os buracos negros. 

GN-z11 é uma galáxia compacta, cerca de cem vezes mrnor do que a Via Láctea, mas o buraco negro está provavelmente prejudicando o seu desenvolvimento. Quando os buracos negros consomem demasiado gás, também o empurram para longe como um "vento" ultrarrápido. Este "vento" pode parar o processo de formação estelar, cessando lentamente a existência da galáxia, mas também matará o próprio buraco negro, uma vez que lhe cortará a fonte de suprimento.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Cambridge