Encontrado o par de buracos negros mais massivo no Universo

Utilizando dados de arquivo do telescópio Gemini Norte, uma equipe de astrônomos mediu o par de buracos negros supermassivos mais pesado alguma vez encontrado.

© NOIRLab (ilustração da fusão de dois buracos negros)

A fusão de dois buracos negros supermassivos é um fenômeno há muito previsto, mas nunca observado. Este par massivo dá pistas sobre a razão pela qual um tal acontecimento parece tão improvável no Universo. 

Quase todas as galáxias massivas abrigam um buraco negro supermassivo no seu centro. Quando duas galáxias se fundem, os seus buracos negros podem formar um par binário, o que significa que se orbitam um ao outro. Teoriza-se que estes binários estão destinados a fundir-se, mas tal nunca foi observado. A questão de saber se tal acontecimento é possível tem sido um tópico de discussão entre os astrônomos durante décadas. 

Astrônomos apresentaram uma nova perspectiva sobre esta questão. Eles utilizaram dados do telescópio Gemini Norte no Havaí, uma metade do Observatório Gemini operado pelo NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), para analisar um buraco negro binário supermassivo localizado na galáxia elíptica B2 0402+379.

Este é o único buraco negro binário supermassivo alguma vez resolvido com detalhe suficiente para ver ambos os objetos separadamente (já foram feitas observações anteriores de galáxias contendo dois buracos negros supermassivos, mas nesses casos estão separados por milhares de anos-luz, demasiado longe para se orbitarem um ao outro) e detém o recorde de ter a menor separação alguma vez medida diretamente, apenas 24 anos-luz (existem outras fontes idênticas com, possivelmente, separações menores, mas foram apenas inferidas usando observações indiretas e portanto só podem ser classificados como candidatos a binário). 

Embora esta separação próxima prenuncie uma fusão poderosa, outros estudos revelaram que o par está "parado" a esta distância há mais de três bilhões de anos, o que levanta a questão: porquê a demora? 

Para compreender melhor a dinâmica deste sistema e a sua fusão "interrompida", os astrônomos recorreram a dados de arquivo do instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph), que lhes permitiu determinar a velocidade das estrelas na vizinhança dos buracos negros e inferir a massa total dos buracos negros que lá residem.

A equipe estima que a massa do binário seja 28 bilhões de vezes superior à do Sol, o que faz do par o buraco negro binário mais massivo alguma vez medido. Esta medição não só fornece um contexto valioso para a formação do sistema binário e para a história da sua galáxia hospedeira, como também apoia a teoria de longa data de que a massa de um buraco negro binário supermassivo desempenha um papel fundamental no bloqueio de uma potencial fusão (esta teoria foi apresentada pela primeira vez em 1980 por Begelman et al. e há muito que se defende a sua ocorrência com base em décadas de observações dos centros das galáxias). 

Compreender como é que este binário se formou pode ajudar a prever se e quando se irá fundir; e algumas pistas apontam para que o par se tenha formado através de múltiplas fusões de galáxias. A primeira é que B2 0402+379 é um "aglomerado fóssil", o que significa que é o resultado da fusão de estrelas e gás de todo um aglomerado de galáxias numa única galáxia massiva. Além disso, a presença de dois buracos negros supermassivos, juntamente com a sua grande massa combinada, sugere que resultaram da fusão de vários buracos negros mmenores de várias galáxias. 

Após uma fusão de galáxias, os buracos negros supermassivos não colidem de frente. Em vez disso, começam a passar uns pelos outros à medida que se estabelecem numa órbita. Com cada passagem que fazem, a energia é transferida dos buracos negros para as estrelas que os rodeiam. À medida que perdem energia, o par é arrastado para cada vez mais perto, até ficarem a apenas alguns anos-luz de distância, momento em que a radiação gravitacional assume o controle e se fundem.

Este processo foi observado diretamente em pares de buracos negros de massa estelar, o primeiro caso registado foi em 2015, através da detecção de ondas gravitacionais, mas nunca num binário da variedade supermassiva. 

Com o novo conhecimento da massa extremamente elevada do sistema, a equipe concluiu que teria sido necessário um número excepcionalmente grande de estrelas para abrandar a órbita do binário o suficiente para os aproximar tanto. No processo, os buracos negros parecem ter expelido quase toda a matéria na sua vizinhança, deixando o núcleo da galáxia sem estrelas e sem gás. Sem mais matéria disponível para abrandar ainda mais a órbita do par, a fusão estagnou na sua fase final.

Normalmente, parece que as galáxias com pares de buracos negros mais leves têm estrelas e massa suficientes para os juntar rapidamente. Uma vez que este par é tão pesado, eram necessárias muitas estrelas e gás para o fazer. Mas o binário retirou essa matéria da galáxia central, deixando-a estagnada.

Ainda não se sabe se o par vai ultrapassar a sua estagnação e acabar por se fundir em escalas de tempo de milhões de anos, ou se vai continuar no limbo orbital para sempre. Se se fundirem, as ondas gravitacionais resultantes serão cem milhões de vezes mais poderosas do que as produzidas pela fusão de buracos negros de massa estelar. É possível que o par conquiste a distância final através de outra fusão de galáxias, que injetaria no sistema material adicional, ou potencialmente um terceiro buraco negro, para abrandar a órbita do par o suficiente para se fundir. 

No entanto, dado o estatuto de B2 0402+379 como aglomerado fóssil, outra fusão de galáxias é improvável. O acompanhamento do núcleo de B2 0402+379 e análise da quantidade de gás presente fornecerá mais informações sobre se os buracos negros supermassivos podem eventualmente fundir-se ou se ficarão presos como binários.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Gemini Observatory

Descoberta nova ligação entre água e formação planetária

Os pesquisadores descobriram vapor de água no disco que rodeia uma estrela jovem, exatamente numa região onde podem estar se formando planetas.

© ALMA (vapor de água ao redor de estrela)

Esta imagem, de novas observações do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra o vapor de água em tons azulados. Perto do centro do disco, onde reside a estrela jovem, o meio é mais quente e o gás mais brilhante. Os anéis em tons avermelhados são de observações ALMA anteriores e mostram a distribuição da poeira em torno da estrela.

Para além de ser um ingrediente chave para a vida na Terra, pensa-se que a água desempenha também um papel importante na formação planetária. No entanto, até agora, nunca tínhamos conseguido mapear a forma como a água se distribui num disco frio e estável; o tipo de disco que oferece as condições mais favoráveis para a formação de planetas em torno de estrelas.

As observações revelam, pelo menos, três vezes mais água do que em todos os oceanos da Terra, no disco interior de HL Tauri, uma estrela jovem semelhante ao Sol, situada a 450 anos-luz de distância da Terra, na constelação do Touro. As observações do ALMA espacialmente resolvidas permitem aos astrônomos determinar a distribuição da água em diferentes regiões do disco. 

Foi encontrada uma quantidade significativa de água na região onde existe uma lacuna conhecida no disco de HL Tauri. Estas lacunas em forma de anel são “esculpidas” em discos ricos em gás e poeira por corpos jovens semelhantes a planetas, em órbita da estrela progenitora, à medida que estes vão acumulando material e crescendo. As imagens recentes revelam uma quantidade substancial de vapor de água a uma série de distâncias da estrela que incluem um espaço onde um planeta pode estar se formando atualmente.

Observar água com um telescópio colocado no solo não é uma tarefa fácil, uma vez que o vapor de água que existe em abundância na atmosfera terrestre degrada os sinais astronômicos. O ALMA, operado pelo ESO em conjunto com os seus parceiros internacionais, é uma rede de telescópios instalada no deserto chileno do Atacama, a cerca de 5.000 metros de altitude, e que foi construída num ambiente alto e seco especificamente para minimizar esta degradação, proporcionando condições de observação excepcionais. Até agora, o ALMA é a única infraestrutura capaz de resolver espacialmente a água num disco frio de formação planetária.

Os grãos de poeira que compõem um disco são as sementes da formação planetária, colidindo e aglomerando-se em corpos cada vez maiores que orbitam a estrela. Acredita-se que em locais suficientemente frios, onde a água congela nos grãos de poeira, as partículas aderem mais eficientemente, um local ideal para a formação de planetas.

Os resultados mostram como a presença da água pode influenciar o desenvolvimento de um sistema planetário, tal como aconteceu há cerca de 4,5 bilhões de anos no nosso próprio Sistema Solar. 

Com as atualizações que estão decorrendo no ALMA e com o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO que entrará em funcionamento antes do final desta década, a formação planetária e a função que a água desempenha nessa formação se tornarão mais evidentes. Em particular, o instrumento METIS (Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph), fornecerá uma visão sem igual das regiões internas dos discos de formação planetária, os locais onde se formam planetas como a Terra.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Encontradas novas luas em Urano e Netuno

A descoberta de três luas anteriormente desconhecidas de Urano e Netuno mostra que os gigantes gelados, como Júpiter e Saturno, têm famílias de luas distantes formadas pela fragmentação de objetos maiores capturados.

© NASA (Urano e Netuno)

Provavelmente há mais luas por aí, mas precisaríamos enviar uma sonda espacial para vê-las. Dezenas de luas foram descobertas em torno de Júpiter e Saturno nas últimas duas décadas. No entanto, desde 2003, nenhuma nova lua foi descoberta orbitando Urano, e apenas uma nova lua foi oficialmente adicionada para Netuno. 

As novas descobertas elevam o total para 28 para Urano e 16 para Netuno. Estas luas do Sistema Solar exterior são difíceis de encontrar, diz Scott Sheppard (Carnegie Science), porque estes objetos estão no limite da detectabilidade. 

Os cientistas planetários suspeitam que o Sistema Solar exterior pode ser a chave para a compreensão da sua formação e evolução inicial. Por causa disso, a pesquisa decenal divulgada no ano passado pela Academia Nacional de Ciências deu alta prioridade ao lançamento de uma grande missão em meados da década de 2030, chamada Urano Orbiter and Probe. 

O Minor Planet Center da União Astronômica Internacional anunciou as três novas luas em 23 de fevereiro: uma em torno de Urano e duas em torno de Netuno. São as luas mais fracas que os telescópios terrestres já encontraram orbitando os gigantes gelados. 

Aquela que orbita Urano, designada provisoriamente S/2023 U1, é a primeira lua nova descoberta orbitando o gigante gelado em mais de 20 anos. Com apenas 8 quilômetros de diâmetro, é provavelmente a menor lua conhecida do planeta. Tem uma órbita de 680 dias. Sheppard avistou S/2023 U1 pela primeira vez em 4 de novembro de 2023, com o telescópio Magalhães no Observatório Las Campanas, no Chile. Observações de acompanhamento em dezembro confirmaram sua órbita, o que por sua vez ajudou a identificar observações da Lua anteriormente não reconhecidas em 2021 com os telescópios Magalhães e Subaru no Havaí.

As duas novas luas que orbitam Netuno já haviam sido avistadas anteriormente, mas não foram observadas por tempo suficiente para calcular suas órbitas. Sheppard descobriu pela primeira vez o mais brilhante e maior em outubro de 2021 com o telescópio Magalhães, e colaborou em outras observações em 2022 e 2023. Depois de trabalhar com Marina Brozovic e Bob Jacobson (ambos no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA) para calcular sua órbita, eles perceberam isso havia sido observado perto de Netuno duas décadas antes.

Designado provisoriamente como S/2002 N5, mede 23 quilômetros de diâmetro e demora nove anos a circundar Netuno. A lua netuniana menor, designada provisoriamente S/2021 N1, tem cerca de 14 km de diâmetro e leva quase 27 anos para orbitar Netuno, a órbita mais longa conhecida para qualquer lua planetária. Sheppard e colegas viram pela primeira vez a lua extremamente tênue com o telescópio Subaru em setembro de 2021. Para fazer as observações necessárias para calcular a órbita desta lua, adicionaram observações do Very Large Telescope (VLT) no Chile e do Gemini North Telescope no Havaí. 

Cada uma das três novas luas tem uma órbita que a agrupa com as órbitas de duas luas maiores. A recém-descoberta S/2023 U1 pertence a um grupo com duas luas maiores e mais conhecidas de Urano, Caliban e Stephano. Em Netuno, as órbitas de Psamathe e Neso são semelhantes às de S/2021 N1, e as órbitas de Sao e Laomedeia são semelhantes às de S/2002 N5. Esses agrupamentos são provavelmente famílias, formadas pelo desmembramento de um objeto maior capturado. 

Encontrar mais luas tão fracas e distantes será difícil. Para encontrar estes três, Sheppard teve que fazer uma série de exposições de cinco minutos para evitar que o movimento da Lua ficasse desfocado em imagens individuais. Sequências de imagens foram tiradas durante um período de até quatro horas, quando as luas permaneciam altas o suficiente no céu para uma boa visualização. Ele também precisava coletar dados durante uma série de noites e, em seguida, empilhar as exposições cuidadosamente para obter imagens profundas o suficiente para mostrar a lua. Esta técnica é poderosa, mas com objetos tão tênues requer muito tempo nos maiores telescópios do mundo. O Urano Orbiter and Probe ofereceria a oportunidade de chegar perto de objetos que são apenas pontos fracos no céu para os maiores e melhores telescópios da Terra. 

Fonte: Sky & Telscope

Será que foi encontrada uma descendente direta das primeiras estrelas?

Uma estrela pode descender de apenas uma das primeiras estrelas, o que a tornaria uma poderosa sonda da elusiva primeira geração de estrelas.

© NASA (NGC 6357)

No entanto, uma nova pesquisa descobriu que as suas propriedades são consistentes com uma série de ancestrais estelares. As primeiras estrelas do Universo surgiram em nuvens de gás puro contendo apenas hidrogênio, hélio e uma pequena quantidade de lítio. Este conjunto simples de ingredientes químicos provavelmente permitiu com que a primeira geração de estrelas atingisse massas enormes, embora a distribuição exata das suas massas seja desconhecida. 

Estas estrelas primitivas criaram novos elementos nos seus núcleos e espalharam-nos pelo Universo em grandes nuvens de gás enriquecido com metais. Embora as estrelas massivas desta primeira geração tenham desaparecido há muito da Via Láctea, as suas descendentes podem ainda vaguear pela Galáxia. Encontrar estas descendentes, especialmente aquelas em que podemos rastrear o seu material até um único membro da primeira geração, seria uma forma poderosa de estudar as primeiras estrelas do Universo.

Recentemente, pesquisadores afirmaram ter encontrado uma destas estrelas, de nome J1010+2358. A ausência geral de metais (elementos mais pesados que o hélio) e o curioso padrão de abundância química da estrela sugerem que esta foi criada a partir do gás deixado por uma estrela com 260 massas estelares. A estrela J1010+2358 é especialmente pobre em elementos com números atômicos ímpares, como o sódio, em comparação com os elementos com números atômicos pares. 

Agora, uma equipe liderada por Ioanna Koutsouridou (Universidade de Florença) investigou se J1010+2358 é realmente a descendente de um único e massivo membro da primeira geração de estrelas. A equipe examinou se J1010+2358 contém material herdado de uma única estrela com 260 vezes a massa do Sol, ou se contém material de várias estrelas.

Usando modelos de abundância química, foi descoberto que J1010+2358 pode descender de uma estrela com 260 massas solares, mas também pode ter tido outras progenitoras estelares. Na verdade, sem ser possível medir vários elementos químicos críticos no espectro de J1010+2358, só é possível dizer que o antepassado estelar teorizado contribuiu com pelo menos 10% dos metais de J1010+2358. 

Embora J1010+2358 possa ter mais do que uma progenitora estelar, as suas propriedades podem ainda assim ajudar os pesquisadores a sondar a geração de estrelas que a precedeu. Usando modelos de como o enriquecimento químico da Via Láctea evoluiu ao longo do tempo, os cientistas usaram a não detecção de estrelas enriquecidas por apenas um antepassado estelar para determinar as massas das primeiras estrelas. 

A força da restrição depende da quantidade de material de J1010+2358 que veio do seu antepassado com 260 massas solares; só se mais de 70% dos metais da estrela vierem de um único antepassado é que o seu padrão de abundância química pode restringir a possível distribuição de massa das primeiras estrelas. 

A caça às descendentes das primeiras estrelas prossegue: os levantamentos de alta resolução continuam a descobrir estrelas com apenas um antepassado estelar de primeira geração, e observações futuras poderão preencher as medições de abundância elementar em falta no espectro de J1010+2358 e assim clarificar a sua árvore genealógica.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: American Astronomical Society

Encontrada estrela de nêutrons no núcleo de remanescente de supernova

Utilizando as capacidades sem precedentes do telescópio espacial James Webb, astrônomos obtiveram as primeiras observações espectroscópicas das galáxias mais tênues durante os primeiros bilhões de anos do Universo.

© STScI (Aglomerado de Pandora)

Estas descobertas ajudam a responder a uma questão de longa data: que fontes causaram a reionização do Universo? 

Ainda há muito por compreender sobre o período, no início da história do Universo, conhecido como a era da reionização. Foi um período de escuridão sem estrelas ou galáxias, preenchido por uma densa névoa de hidrogênio gasoso, até que as primeiras estrelas ionizaram o gás à sua volta e a luz começou a viajar. 

Os astrônomos passaram décadas tentando identificar as fontes que emitiam radiação suficientemente poderosa para dissipar gradualmente este nevoeiro de hidrogênio que cobria o Universo primitivo. O programa UNCOVER (Ultradeep NIRSpec and NIRCam ObserVations before the Epoch of Reionization) consiste em observações espectroscópicas e de imagem do aglomerado Abell 2744. Uma equipe internacional de astrônomos utilizou a lente gravitacional deste alvo, também conhecido como Aglomerado de Pandora, para investigar as fontes do período de reionização do Universo.

As lentes gravitacionais ampliam e distorcem o aspecto de galáxias ainda mais distantes, pelo que têm uma aparência muito diferente das que se encontram em primeiro plano. A "lente" deste aglomerado massivo de galáxias deforma o tecido do próprio espaço de tal modo que a luz de galáxias distantes são desviadas. O efeito de ampliação permitiu o estudo de fontes muito distantes de luz para além de Abell 2744, revelando oito galáxias extremamente tênues que, de outra forma, seriam indetectáveis, até para o Webb. 

Foi descoberto que estas galáxias tênues são produtoras de imensa luz ultravioleta, a níveis quatro vezes superiores ao que se supunha anteriormente. Isto significa que a maior parte dos fótons que reionizaram o Universo provém provavelmente destas galáxias anãs. Esta descoberta revela o papel crucial desempenhado pelas galáxias ultrafracas na evolução inicial do Universo. Produzem fótons ionizantes que transformam o hidrogênio neutro em plasma ionizado durante a reionização cósmica. Isto realça a importância de compreender o papel das galáxias de baixa massa na história do Universo. 

Apesar do seu tamanho minúsculo, estas galáxias de baixa massa são produtoras prolíficas de radiação energética, e a sua abundância durante este período é tão substancial que a sua influência coletiva pode transformar todo o estado do Universo. Para chegar a esta conclusão, a equipe começou por combinar dados extremamente sensíveis de imagem do Webb com imagens de Abell 2744 obtidas pelo telescópio espacial Hubble para selecionar galáxias candidatas extremamente tênues na época da reionização. 

Esta é a primeira vez que os cientistas estimam a frequência das galáxias tênues. Os resultados confirmam que são o tipo de galáxias mais abundante durante a época da reionização. É também a primeira vez que se mede o poder de ionização destas galáxias, o que permite aos astrônomos determinar que estão produzindo radiação energética suficiente para ionizar o Universo primitivo.

Num próximo programa de observação do Webb, denominado GLIMPSE, os cientistas obterão as observações mais sensíveis alguma vez efetuadas do céu. Ao apontar para outro aglomerado de galáxias, chamado Abell S1063, serão identificadas galáxias ainda mais fracas durante a época da reionização. Isto permitirá aos cientistas verificar se as galáxias anãs do estudo atual são típicas da distribuição galáctica em larga escala. Uma vez que estes novos resultados se baseiam em observações obtidas num único campo, a equipe salienta que as propriedades ionizantes das galáxias fracas podem ser diferentes se estas residirem em regiões mais densas. Consequentemente, observações adicionais num campo diferente fornecerão novos conhecimentos e ajudarão a verificar estas conclusões. As observações do programa GLIMPSE também ajudarão na investigação do período conhecido como "amanhecer cósmico", quando o Universo tinha apenas alguns milhões de anos, para melhorar a nossa compreensão do aparecimento das primeiras galáxias.

Estes resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESA

Encontrada galáxia antiga maior que a Via Láctea

O telescópio espacial James Webb (JWST) encontrou uma galáxia no universo primitivo que é tão massiva que não deveria existir, representando um desafio ao modelo padrão da cosmologia, de acordo com os autores do estudo.

© JWST (galáxia massiva ZF-UDS-7329)

A galáxia, chamada ZF-UDS-7329, contém mais estrelas do que a Via Láctea, apesar de ter se formado apenas 800 milhões de anos nos 13,8 bilhões de anos de existência do Universo. Isto significa que, de alguma forma, nasceram sem a matéria escura semear a sua formação, ao contrário do que sugere o modelo padrão de formação de galáxias. 

Não está claro como isso poderia ter acontecido, mas, assim como as descobertas anteriores do JWST de outras galáxias inexplicavelmente massivas no universo primitivo, ameaçando mudar nossa compreensão de como a primeira matéria no Universo se formou. 

Isto acontece porque as estruturas massivas de matéria escura, que se pensa serem componentes necessários para manter unidas as primeiras galáxias, ainda não tiveram tempo de se formar tão cedo no Universo. A luz viaja a uma velocidade fixa através do vácuo do espaço, portanto, quanto mais fundo olhamos para o Universo, mais distante a luz interceptamos e mais para trás no tempo vemos. Foi isto que permitiu aos pesquisadores usar o JWST para detectar ZF-UDS-7329 há cerca de 11,5 bilhões de anos. 

Ao estudar os espectros de luz provenientes das estrelas desta galáxia extremamente distante, foi descoberto que as estrelas nasceram 1,5 bilhões de anos antes desta observação, ou cerca de 13 bilhões de anos atrás. Os astrônomos não têm a certeza de quando é que os primeiros glóbulos de estrelas começaram a aglomerar-se nas galáxias que vemos hoje, mas os cosmólogos estimaram anteriormente que o processo começou lentamente nas primeiras centenas de milhões de anos após o Big Bang. 

As teorias atuais sugerem que halos de matéria escura (uma substância misteriosa e invisível que se acredita constituir 25% do Universo atual) combinaram-se com gás para formar as primeiras estruturas de galáxias. Após 1 bilhão a 2 bilhões de anos de existência do Universo, as primeiras protogaláxias atingiram a adolescência, formando-se em galáxias anãs que começaram a devorar-se umas às outras para se transformarem em galáxias como a Via Láctea. 

Mas a nova descoberta confundiu esta visão: não só a galáxia cristalizou sem acumular matéria escura suficiente para a semear, mas não muito depois de uma súbita explosão de formação estelar, a galáxia tornou-se abruptamente quiescente, o que significa que a sua formação estelar cessou. 

A questão chave agora é como é que se formam tão rapidamente no início do Universo, e que mecanismos misteriosos levam a impedir a formação de estrelas abruptamente quando o resto do Universo o faz. Os próximos passos dos pesquisadores serão procurar mais galáxias como esta. Se encontrarem alguma, isto poderia contradizer seriamente as ideias anteriores sobre como as galáxias se formaram.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Swinburne University of Technology

Cicatriz de metais encontrada em estrela canibal

Quando uma estrela como o Sol chega ao final da sua vida, pode “ingerir” planetas e asteroides do seu meio circundante e que nasceram com ela.

© ESO (ilustração da anã branca WD 0816-310)

Agora, com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, os pesquisadores encontraram pela primeira vez uma assinatura única deste processo: uma espécie de "cicatriz" na superfície de uma estrela anã branca.

É bem sabido que algumas anãs brancas, remanescentes de estrelas como o nosso Sol que arrefecem lentamente, estão canibalizando pedaços dos seus sistemas planetários. Agora foi descoberto que o campo magnético da estrela desempenha um papel fundamental neste processo, resultando numa espécie de "cicatriz" na superfície da anã branca. 

A “cicatriz” que a equipe observou trata-se de uma concentração de metais bem marcada na superfície da anã branca WD 0816-310, o remanescente do tamanho da Terra de uma estrela semelhante (apenas um pouco maior) ao nosso Sol. Foi demonstardo que estes metais são originários de um fragmento planetário tão grande ou talvez até maior do que Vesta, o qual tem cerca de 500 km de diâmetro e é o segundo maior asteroide do Sistema Solar. 

As observações forneceram também pistas sobre a forma como a estrela obteve esta "cicatriz" metálica. A equipe notou que a intensidade da detecção de metais mudava à medida que a estrela girava, o que sugere que os metais se concentram numa área específica da anã branca, em vez de se espalharem por toda a sua superfície. Os pesquisadores descobriram também que estas mudanças estão sincronizadas com as mudanças no campo magnético da anã branca, indicando que esta "cicatriz" de metais está localizada num dos seus polos magnéticos. 

Todas estas pistas em conjunto parecem indicar que o campo magnético canalizou metais para a estrela, criando esta marca. Os astrônomos tinham já observado numerosas anãs brancas poluídas por metais espalhados pela sua superfície, conhecidos por terem origem em planetas ou asteroides que se aproximam demasiado da estrela, seguindo órbitas semelhantes às dos cometas no nosso Sistema Solar. No entanto, no caso da WD 0816-310, a equipa pensa que o material vaporizado foi ionizado e guiado para os polos magnéticos pelo campo magnético da anã branca. O processo partilha semelhanças com a forma como as auroras se formam na Terra e em Júpiter. 

Surpreendentemente, o material não se encontra uniformemente distribuído na superfície da estrela, como previsto pela teoria. Em vez disso, esta "cicatriz" é uma mancha concentrada de material planetário, mantido neste local pelo mesmo campo magnético que guiou os fragmentos em queda. 

Com estas observações os astrônomos conseguem determinar a composição da maioria dos exoplanetas. Este estudo único mostra igualmente como os sistemas planetários podem permanecer dinamicamente ativos, mesmo depois de "mortos".

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Buraco negro cria contas estelares em um cordão

Os astrônomos descobriram uma das mais poderosas erupções de um buraco negro alguma vez registrada.

© Chandra / LOFAR / Hubble (aglomerado de galáxias SDSS J1531)

Esta megaexplosão, ocorrida há bilhões de anos, pode ajudar a explicar a formação de um impressionante padrão de aglomerados de estrelas em torno de duas galáxias massivas, semelhante a contas num cordão. 

Esta descoberta foi feita no sistema conhecido como SDSS J1531+3414 (SDSS J1531 para abreviar), que se situa a 3,8 bilhões de anos-luz da Terra. Para este estudo foram utilizados vários telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA e o radiotelescópio LOFAR (Low Frequency Array). 

O  SDSS J1531 é um enorme aglomerado de galáxias que contém centenas de galáxias individuais e enormes reservatórios de gás quente e matéria escura. No coração de SDSS J1531, duas das maiores galáxias do aglomerado estão colidindo uma com a outra. Ao redor destas galáxias gigantes em fusão está um conjunto de 19 grandes aglomerados estelares, chamados superaglomerados, dispostos numa formação em "S" que se assemelha a contas num cordão. 

Uma equipe de astrônomos utilizou dados de raios X, no rádio e no visível para desvendar a provável formação desta cadeia incomum de aglomerados de estrelas. A descoberta de evidências de uma antiga e titânica erupção em SDSS J1531 forneceu uma pista vital. A erupção terá ocorrido quando o buraco negro supermassivo no centro de uma das grandes galáxias produziu um jato extremamente poderoso. À medida que o jato se deslocava pelo espaço, empurrou o gás quente circundante para longe do buraco negro, criando uma cavidade gigantesca.

A prova da existência de uma cavidade provém de "asas" de emissão brilhante em raios X, observadas com o Chandra, que traçam o gás denso perto do centro de SDSS J1531. Estas asas constituem a orla da cavidade e o gás menos denso no meio faz parte da cavidade. O LOFAR mostra ondas de rádio provenientes dos remanescentes das partículas energéticas do jato que preenchem a cavidade gigante. Em conjunto, estes dados fornecem evidências convincentes de uma explosão antiga e massiva. 

Os astrônomos também descobriram gás frio e ameno localizado perto da abertura da cavidade, detectado com o ALMA (Atacama Large Millimeter and submillimeter Array) e com o telescópio Gemini Norte, respectivamente. Os pesquisadores argumentam que parte do gás quente empurrado para longe do buraco negro acabou por arrefecer, formando gás frio e ameno. A equipe pensa que os efeitos de maré das duas galáxias em fusão comprimiram o gás ao longo de trajetórias curvas, levando à formação de aglomerados estelares com o padrão "contas num cordão". 

Os astrônomos reconstruíram neste aglomerado uma sequência provável de eventos que ocorreram ao longo de uma vasta variabilidade de distâncias e tempo. Começou com o buraco negro, com uma pequena fração de um ano-luz de diâmetro, formando uma cavidade com quase 500.000 anos-luz de largura. Este acontecimento único desencadeou a formação dos jovens aglomerados estelares cerca de 200 milhões de anos mais tarde, cada um com alguns milhares de anos-luz de diâmetro.

Os astrônomos apenas observaram ondas de rádio e uma cavidade de um jato, mas os buracos negros normalmente disparam dois jatos em direções opostas. A equipe observou emissões de rádio mais longe das galáxias que podem ser os remanescentes de um segundo jato, mas não estão associadas a uma cavidade detectada. Supõe-se que os sinais de rádio e de raios X da outra erupção podem ter desvanecido ao ponto de não serem detectáveis.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Detectado indícios poeirentos de um Cinturão de Kuiper alargado

Novas observações da nave espacial New Horizons da NASA sugerem que o Cinturão de Kuiper - a vasta e distante zona exterior do nosso Sistema Solar povoada por centenas de milhares de gelados e rochosos blocos de construção planetária - pode estender-se muito mais longe do que pensávamos.

© D. Durda (ilustração da colisão de dois objetos no Cinturão de Kuiper)

Ao passar pelos limites exteriores do Cinturão de Kuiper, quase 60 vezes mais longe do Sol do que a Terra, o instrumento SDC (Venetia Burney Student Dust Counter) da New Horizons está detectando níveis de poeira mais elevados do que o esperado; os minúsculos remanescentes gelados de colisões entre KBOs (Kuiper Belt Objects) e partículas salpicadas por impactos de poeira microscópica oriunda do exterior do Sistema Solar.

As leituras desafiam os modelos científicos, que dizem que a população de KBOs e a densidade de poeira deveriam começar a diminuir, e contribuem para um conjunto crescente de evidências que sugerem que a fronteira exterior do Cinturão de Kuiper se poderá estender bilhões de quilômetros para além das estimativas atuais ou que poderá até existir um segundo cinturão para além da que já conhecemos. 

A New Horizons está fazendo as primeiras medições diretas de poeira interplanetária muito para lá de Netuno e Plutão, por isso cada observação pode levar a uma descoberta. Concebido e construído por estudantes do LASP (Laboratory for Atmospheric and Space Physics) da Universidade do Colorado, em Boulder, sob a orientação de engenheiros profissionais, o SDC detectou grãos de poeira microscópicos produzidos por colisões entre asteroides, cometas e objetos do Cinturão de Kuiper ao longo da viagem de 18 anos e 8,7 bilhões de quilômetros da New Horizons através do nosso Sistema Solar, que após o lançamento em 2006, incluiu voos históricos por Plutão em 2015 e pelo objeto do Cinturão de Kuiper denominado Arrokoth em 2019. 

Estes últimos e surpreendentes resultados foram compilados ao longo de três anos, enquanto a New Horizons viajava de 45 a 55 UA (unidades astronômicas) do Sol. Estas leituras surgem num momento em que os cientistas da New Horizons, utilizando observatórios como o telescópio japonês Subaru, no Havaí, descobriram também vários KBOs muito para lá do tradicional limite exterior do Cinturão de Kuiper. 

Pensava-se que este limite exterior (onde a densidade de objetos começa a diminuir) se situava a cerca de 50 UA, mas novas evidências sugerem que o cinturão se pode estender até 80 UA, ou mais. À medida que as observações telescópicas continuam, os cientistas estão procurando outras possíveis razões para as elevadas leituras de poeira do SDC. Uma possibilidade, talvez menos provável, é a pressão de radiação e outros fatores que empurram a poeira criada no Cinturão de Kuiper interior para além das 50 UA. 

A New Horizons também pode ter encontrado partículas geladas, com uma vida mais curta, que não conseguem chegar às partes mais interiores do Sistema Solar e que ainda não foram contabilizadas nos modelos atuais do Cinturão de Kuiper. Agora na sua segunda missão alargada, espera-se que a New Horizons tenha propulsor e energia suficientes para operar até à década de 2040, a distâncias superiores a 100 UA do Sol. A esta distância, o SDC poderia até registar a transição da nave espacial para uma região onde as partículas interestelares dominam o ambiente de poeira. 

Com observações telescópicas complementares do Cinturão de Kuiper a partir da Terra, a New Horizons, sendo a única nave espacial a operar e a recolher novas informações, tem uma oportunidade única de aprender mais sobre os KBOs, as fontes de poeira e a extensão do cinturão, bem como sobre a poeira interestelar e os discos de poeira em torno de outras estrelas. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: NASA

Uma estrela de nêutrons na supernova 1987A

A supernova 1987A deixou para trás uma estrela de nêutrons, de acordo com novas observações do telescópio espacial James Webb (JWST).

© Hubble / Webb (SN 1987A e fonte compacta de argônio)

A imagem acima é uma combinação obtida pelo telescópio espacial Hubble de SN 1987A e da fonte compacta de argônio. A fonte azul fraca no centro é a emissão da fonte compacta detectada com o instrumento NIRSpec do JWST. Do lado de fora estão os detritos estelares, contendo a maior parte da massa, expandindo-se a milhares de km/s. O brilhante “colar de pérolas” interno é o gás das camadas externas da estrela que foi expelido cerca de 20.000 anos antes da explosão final. É que os detritos rápidos estão agora colidindo com o anel, explicando os pontos brilhantes. Fora do anel interno estão dois anéis externos, presumivelmente produzidos pelo mesmo processo que formou o anel interno. As estrelas brilhantes à esquerda e à direita do anel interno não têm relação com a supernova.

A explosão estelar foi observada pela primeira vez em 23 de fevereiro de 1987. No entanto, as evidências conclusivas da existência da estrela de nêutrons revelaram-se ilusórias. Agora, uma equipe liderada por Claes Fransson (Universidade de Estocolmo) afirma ter resolvido o caso. 

Uma estrela massiva que fica sem combustível nuclear lança as suas camadas exteriores para o espaço, formando um remanescente de supernova em expansão. Mas o núcleo da estrela entra em colapso. Dependendo da massa do núcleo, isto leva a um buraco negro ou a uma estrela de nêutrons, ou seja, uma esfera superdensa de partículas nucleares mais massiva que o Sol, mas não maior do que cerca de 25 quilômetros de diâmetro. 

A uma distância de cerca de 168.000 anos-luz, a SN1987A foi a supernova mais próxima observada na história recente. A detecção de neutrinos produzidos pela explosão sugeriu a formação de uma estrela de nêutrons, mas o objeto ultracompacto permanece escondido por gás e poeira nas partes internas do remanescente da supernova.

A poeira absorve grande parte da radiação. No entanto, o JWST observa no infravermelho, onde a absorção pela poeira é mínima. Os sensíveis espectrógrafos de infravermelho médio e próximo de Webb detectaram agora linhas de emissão de átomos de argônio e enxofre altamente ionizados (átomos que perderam até cinco elétrons) bem no centro do remanescente, indicando a presença de uma fonte energética próxima de raios X. A única fonte possível é uma estrela de nêutrons jovem e quente, que tem uma temperatura superficial de 2 milhões a 3 milhões de graus e irradia raios X de alta energia. 

Curiosamente, os resultados do JWST podem indicar que a estrela de nêutrons está percorrendo o espaço a uma velocidade de algumas centenas de quilômetros por segundo, uma vez que a região de emissão de argônio e enxofre está ligeiramente deslocada do centro original da explosão. As linhas de emissão estão desviadas para o azul, indicando que está se movendo em nossa direção. Essas velocidades natais são um fenômeno bem conhecido das estrelas de nêutrons, resultantes de uma ligeira assimetria da explosão da supernova.

A evidência da existência de uma estrela de nêutrons foi aumentando lentamente. Em 2019, observações do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile, revelaram uma bolha de poeira quente, possivelmente aquecida por uma estrela de nêutrons. Dois anos mais tarde, uma equipe liderada por Emanuele Greco (Universidade de Palermo, Itália) encontrou evidências em raios X de uma nebulosa de vento pulsar, um fluxo de partículas carregadas, aceleradas pelo poderoso campo magnético de uma estrela de nêutrons em rápida rotação. No entanto, não puderam excluir uma explicação alternativa: os raios X que observaram também poderiam ser produzidos por choques no anel brilhante de gás que rodeia a estrela que explodiu. 

Graças à alta resolução angular do JWST, a equipe tem agora a certeza de que esses raios X ionizantes devem ter origem muito perto do local da explosão. No entanto, ainda não conseguem distinguir se os raios X vêm da superfície da própria estrela de nêutrons ou de uma nebulosa de vento pulsar em torno da estrela. Uma prova direta envolveria a detecção de pulsações de rádio ou raios X da estrela de nêutrons, ou a observação de uma fonte pontual de raios X.

Os resultados aparecem numa artigo da revista Science.

Fonte: Sky & Telescope

Descoberto o quasar mais brilhante e com maior crescimento

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos caracterizaram um quasar brilhante, descobrindo que é não só o mais brilhante do seu tipo, mas também o objeto mais luminoso alguma vez observado.

© ESO (ilustração do quasar mais brilhante)

Os quasares são os núcleos brilhantes de galáxias distantes, alimentados por buracos negros supermassivos. O buraco negro deste quasar recordista está crescendo em massa o equivalente a um Sol por dia, o que faz dele o buraco negro com o crescimento mais rápido descoberto até à data. 

Os buracos negros que alimentam os quasares retiram matéria do meio que os rodeia por um processo tão energético que faz com que o objeto emita enormes quantidades de luz. É por isso que os quasares são dos objetos mais brilhantes do nosso céu, sendo que mesmo os mais distantes são visíveis a partir da Terra. Regra geral, os quasares mais luminosos indicam os buracos negros supermassivos com o mais rápido crescimento.

O quasar, chamado J0529-4351, tem uma massa de 17 bilhões de sóis, chamado J0529-4351, está tão longe da Terra que a sua luz demorou mais de 12 bilhões de anos para chegar até nós. A matéria que está sendo puxada em direção ao buraco negro, sob a forma de um disco, emite tanta energia que faz com que o quasar seja mais de 500 trilhões de vezes mais luminoso do que o Sol. Toda essa luz vem de um disco de acreção quente que mede sete anos-luz de diâmetro (correspondem a cerca de 15.000 vezes a distância do Sol à órbita de Netuno); este deve ser o maior disco de acreção do Universo.

Há alguns anos, a NASA e a ESA (Agência Espacial Europeia) divulgaram uma notícia que dizia que o telescópio espacial Hubble tinha descoberto um quasar, J043947.08+163415.7, tão brilhante como 600 trilhões de sóis. No entanto, o brilho desse quasar estava sendo ampliado por uma lente gravitacional, na forma de uma galáxia localizada entre nós e o quasar longínquo. Estima-se que a luminosidade real de J043947.08+163415.7 seja equivalente a cerca de 11 trilhões de sóis.

O quasar aparecia já em imagens do ESO Schmidt Southern Sky Survey datadas de 1980, mas que só foi reconhecido como sendo um quasar décadas mais tarde. Encontrar quasares requer dados observacionais precisos de grandes áreas do céu. As bases de dados resultantes deste tipo de observações são tão extensas que os pesquisadores utilizam frequentemente modelos de aprendizagem de máquina para as analisar e distinguir os quasares de outros objetos celestes. No entanto, estes modelos são treinados com base em dados existentes, o que limita os potenciais candidatos a quasares a serem identificados como objetos semelhantes aos que já conhecemos. Se um novo quasar for mais luminoso do que qualquer outro anteriormente observado, o programa pode rejeitá-lo e classificá-lo simplesmente como sendo uma estrela próxima da Terra.

Uma análise dos dados do satélite Gaia, da ESA, rejeitou o J0529-4351 como sendo um quasar por este ser demasiado brilhante, sugerindo antes que se tratava de uma estrela. Os astrônomos identificaram-no como um quasar distante apenas o ano passado, utilizando observações do telescópio de 2,3 metros da Australian National University (ANU), instalado no Observatório de Siding Spring, na Austrália. 

No entanto, para descobrir que se tratava do quasar mais luminoso alguma vez observado, foi necessário um telescópio maior e medições efetuadas por um instrumento mais preciso. O espectrógrafo X-shooter do VLT do ESO, situado no deserto chileno do Atacama, forneceu os dados cruciais. O buraco negro de crescimento mais rápido alguma vez observado será também um alvo perfeito para a atualização do GRAVITY+ montado no Interferômetro do VLT (VLTI) do ESO, que foi concebido para medir com precisão a massa dos buracos negros, incluindo os que se encontram a grande distância da Terra. Adicionalmente, o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, um telescópio de 39 metros em construção também no deserto chileno do Atacama, tornará ainda mais viável a identificação e caracterização destes objetos elusivos. 

A descoberta e o estudo de buracos negros supermassivos distantes poderá esclarecer alguns dos mistérios do Universo primordial, incluindo a forma como estes e as suas galáxias hospedeiras se formaram e evoluíram.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: ESO

O que alimenta o poderoso motor das fusões de estrelas de nêutrons?

A fusão e a colisão de estrelas de nêutrons produzem poderosas explosões de quilonova e erupções de raios gama.

© ESO / M. Garlick (ilustração de duas estrelas de nêutrons em fusão)

Há muito que os cientistas suspeitam que um campo magnético grande e ultraforte é o motor por detrás destes fenômenos altamente energéticos. No entanto, o processo que gera este campo magnético tem sido um mistério até agora. 

Os pesquisadores do Instituto Max Planck de Física Gravitacional e das universidades de Quioto e Toho revelaram o mecanismo subjacente graças a uma simulação computacional de alta resolução que considera toda a física fundamental. Os cientistas mostraram que as estrelas de nêutrons altamente magnetizadas, também conhecidas como magnetares, causam explosões de quilonova muito brilhantes.

Observações telescópicas poderão testar esta previsão no futuro. As estrelas de nêutrons são remanescentes compactos de explosões de supernova e são constituídas por matéria extremamente densa. Têm cerca de 20 quilômetros de diâmetro e até duas vezes a massa do nosso Sol, ou quase 700.000 vezes a massa da nossa Terra. 

No dia 17 de agosto de 2017, os astrônomos observaram pela primeira vez ondas gravitacionais, luz e raios gama da fusão de duas estrelas de nêutrons. Este evento marcou o início de um novo tipo de astronomia, combinando observações de ondas gravitacionais e eletromagnéticas. As observações das ondas gravitacionais e da explosão de raios gama emitidos durante a fusão revelaram que as fusões de estrelas de nêutrons binárias são a origem de, pelo menos, uma parte das explosões de raios gama de curta duração e dos elementos pesados.

Somente através de uma simulação numérica que considera todos os efeitos físicos fundamentais nas fusões de estrelas de nêutrons binárias é possível compreender o processo completo e os mecanismos subjacentes. A simulação numérica da fusãoaplicou a teoria da relatividade de Einstein com uma resolução espacial mais de dez vezes superior a qualquer simulação anterior.

Os fenômenos altamente energéticos associados às fusões de estrelas de nêutrons, como as explosões de quilonova e as erupções de raios gama, são muito provavelmente impulsionados pela magnetohidrodinâmica, ou seja, a interação entre campos magnéticos e fluidos. Isto implica que um remanescente da fusão de estrelas de nêutrons binárias deve gerar um campo magnético forte e em larga escala através de um mecanismo de dínamo.

Parte deste mecanismo é o mesmo que impulsiona o campo magnético do nosso Sol. Numa fusão de estrelas de nêutrons, o campo magnético de larga escala surge devido a instabilidades e vórtices na superfície onde as duas estrelas de nêutrons chocam uma contra a outra.

Existem duas fases de amplificação do campo magnético: numa primeira fase, a instabilidade Kelvin-Helmholtz amplifica rapidamente a energia do campo magnético por um fator de vários milhares em poucos milissegundos após a fusão. No entanto, este campo magnético amplificado continua sendo um campo de pequena escala. Mas após alguns milissegundos, há uma segunda fase de amplificação do campo magnético devido a outra instabilidade, a instabilidade magnetorotacional. Esta instabilidade amplifica ainda mais o campo de pequena escala e atua como um dínamo no campo de larga escala, o mesmo mecanismo que no Sol.

A estrela de nêutrons altamente magnetizada, que resulta da colisão, é hipoteticamente proposta como um magnetar. Cerca de 40 milissegundos após a fusão, os campos magnéticos "levantam" um forte vento de partículas para velocidades relativistas a partir dos polos do magnetar. Este vento forma um jato que está relacionado com os fenômenos altamente energéticos observados. Os pesquisadores mostram, pela primeira vez, que esta hipótese é viável. A simulação sugere que o motor do magnetar gera explosões de quilonova muito brilhantes. Esta previsão poderá ser testada através de observações num futuro próximo.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Uma galáxia sofrendo redução da pressão dinâmica

Esta imagem mostra IC 3476, uma galáxia anã que fica a cerca de 54 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Coma Berenices.

© Hubble (IC 3476)

Embora esta imagem não pareça muito dramática, os eventos físicos reais que ocorrem em IC 3476 são altamente energéticos. Na verdade, a pequena galáxia está passando por um processo conhecido como remoção de pressão dinâmica, que está provocando níveis incomumente elevados de formação de estrelas em regiões da própria galáxia.

A pressão dinâmica tem uma definição totalmente distinta na física: é a pressão exercida sobre um corpo quando ele se move através de alguma forma de fluido, devido à resistência geral do fluido provocada pela tensão de cisalhamento.

No caso de galáxias inteiras que sofrem pressão dinâmica, as galáxias são os "corpos" e o meio intergaláctico (a poeira e o gás que permeiam o espaço entre as galáxias e, para este último, os espaços entre as galáxias em aglomerados) é o "fluido". A remoção da pressão de aríete ocorre quando há remoção de gás da galáxia. Esta remoção de gás pode levar a uma redução no nível de formação de estrelas, ou mesmo à sua completa cessação, uma vez que o gás é absolutamente fundamental para a formação de estrelas.

No entanto, a pressão dinâmica também pode causar a compressão de outras partes da galáxia, o que pode realmente impulsionar a formação de estrelas. Isto é o que parece estar acontecendo em IC 3476: parece não haver absolutamente nenhuma formação estelar acontecendo na borda da galáxia, suportando o impacto da redução da pressão atmosférica, mas então as taxas de formação estelar nas regiões mais profundas da galáxia parecem estar nitidamente acima da média.

Fonte: ESA