Uma "nova" estrela na constelação de Coroa Boreal

Prevê-se que um sistema estelar, localizado a 3.000 anos-luz da Terra, se torne em breve visível a olho nu.

© NASA (anã branca acompanhada de gigante vermelha)

Esta poderá ser uma oportunidade única de observação, uma vez que a nova só ocorre de 80 em 80 anos. O sistema estelar T Coronae Borealis, ou T CrB, explodiu pela última vez em 1946 e os astrônomos pensam que voltará a fazê-lo até setembro de 2024. 

O sistema estelar, normalmente de magnitude 10, que é demasiado tênue para ser visto a olho nu, saltará para magnitude 2 durante o evento. O seu brilho será semelhante ao da Estrela Polar. Uma vez atingido o pico de brilho, deverá ser visível a olho nu durante vários dias e durante pouco mais de uma semana através de binóculos, antes de voltar a escurecer, possivelmente durante outros 80 anos. 

O brilho aparecerá na constelação de Coroa Boreal, ou Coroa do Norte, um pequeno arco semicircular perto das constelações de Boieiro e Hércules. É aqui que a explosão aparecerá como uma "nova" estrela brilhante. 

Esta nova recorrente é apenas uma de cinco na nossa Galáxia. Acontece porque T CrB é um sistema binário com uma anã branca e uma gigante vermelha. As estrelas estão suficientemente próximas para que, à medida que a gigante vermelha se torna instável devido ao aumento da temperatura e da pressão e começa a ejetar as suas camadas exteriores, a anã branca recolha essa matéria para a sua superfície. A atmosfera pouco densa da anã branca acaba por aquecer o suficiente para provocar uma reação termonuclear descontrolada, que produz a nova que vemos da Terra.

Fonte: NASA

Totalidade do Ecplise Solar Total

As contas de Baily aparecem frequentemente nos limites da fase total de um eclipse do Sol.

© Daniel Korona (Eclipse Solar Total)

Pérolas de luz solar ainda brilhando através de lacunas no terreno acidentado ao longo da silhueta lunar, sua aparência é registrada nesta dramática composição de lapso de tempo.

As contas de Baily, nomeadas em homenagem ao astrônomo Francis Baily, são um tipo de fenômeno óptico dos eclipses solares totais e anulares. Trata-se de “pontos” brilhantes ao redor da sombra da Lua devido ao terreno irregular da superfície lunar. A Lua é coberta de crateras que, além de profundas, também possuem verdadeiras montanhas ao seu redor, formando suas bordas. Essas estruturas aparecem ao redor do disco lunar em imagens ampliadas do eclipse. 

A cromosfera, parte da atmosfera solar que pode ser observada em eclipses totais e anulares, se destaca ao atravessar entre as elevações da borda lunar, criando um efeito colorido em fotografias. Então, as contas de Baily vão desaparecendo atrás da sombra lunar, até restar uma fina borda avermelhada formada pela cromosfera solar, anunciando a totalidade que virá a seguir. 

Apesar de ter origem no mesmo fenômeno que cria as contas de Baily, o anel de diamante é algo diferente, porque ocorre quando apenas uma das contas de luz permanece visível. Enquanto a sombra da Lua avança para cobrir o Sol por completo, as contas desaparecem gradualmente até a última delas se transformar em um ponto brilhante. Junto, dela, surge um arco luminoso. O efeito espetacular e breve ganhou o nome de anel de diamante e é o indicador de que a totalidade (o ápice de um eclipse total ou anular) está prestes a acontecer.

A série de imagens segue a borda da Lua do início ao fim da totalidade durante o eclipse solar de 8 de abril em Durango, no México. Elas também captam proeminências rosadas de plasma formando arcos bem acima da borda do Sol ativo. Um dos primeiros locais da América do Norte visitados pela sombra da Lua em 8 de abril, a totalidade em Durango durou cerca de 3 minutos e 46 segundos.

O próximo eclipse solar total acontecerá no dia 12 de agosto de 2026 e não será visível no Brasil. Sua rota de totalidade passará pelo norte da Espanha, por Portugal, pela Islândia, pela Groelândia e pela Rússia. O próximo eclipse solar total visível no Brasil está previsto para 12 de agosto de 2045.

Fonte: NASA

Choque de estrelas em nebulosa desvenda mistério estelar

Quando observaram um par de estrelas no coração de uma nuvem de gás e poeira, os astrônomos ficaram surpreendidos.

© ESO (nebulosa Ovo de Dragão que rodeia o sistema HD 148937)

Normalmente, os pares de estrelas apresentam-se tipicamente muito semelhantes, um pouco como gêmeos, no entanto, no caso de HD 148937, uma das estrelas parece ser mais jovem que a sua companheira e, também ao contrário da companheira, apresenta-se magnética.

Novos dados obtidos no Observatório Europeu do Sul (ESO) sugerem que teriam existido originalmente três estrelas neste sistema, tendo duas delas chocado entre si e se fundido. Este evento violento deu origem a uma nuvem circundante e alterou para sempre o destino do sistema. 

O sistema HD 148937, situado a aproximadamente 3.800 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação da Régua, é constituído por duas estrelas muito mais massivas do que o Sol e encontra-se rodeado por uma nebulosa, uma nuvem de gás e poeira. Encontrar uma nebulosa em torno de duas estrelas massivas é algo bastante raro, levando os astrônomos a pensar que alguma coisa de diferente devia ter acontecido neste sistema.

A diferença de idades das estrelas, uma parece ser pelo menos 1,5 milhões de anos mais nova do que a outra, sugere que algo deve ter rejuvenescido a estrela mais massiva. Outro detalhe importante é a nebulosa que rodeia as estrelas, NGC 6164/6165, também conhecida por Ovo de Dragão. Esta nebulosa tem uma idade de 7.500 anos, o que significa que é centenas de vezes mais nova do que ambas as estrelas, e apresenta também quantidades muito elevadas de nitrogênio, carbono e oxigênio. Este fato é bastante surpreendente, uma vez que estes são elementos que esperamos ver normalmente no interior de uma estrela, e não no exterior, o que nos sugere que tenham sido liberados no seguimento de algum acontecimento violento. 

Para desvendar este mistério, a equipe juntou nove anos de dados dos instrumentos PIONIER e GRAVITY, ambos montados no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, situado no deserto do Atacama, no Chile. Foram também utilizados dados de arquivo do instrumento FEROS, no Observatório de La Silla do ESO. 

Pensava-se que este sistema era originalmente composto por, pelo menos, três estrelas; duas delas deviam estar muito próximas uma da outra em determinado ponto da órbita, enquanto a terceira estaria muito mais afastada. As duas estrelas interiores fundiram-se de forma violenta, criando uma estrela magnética e ejetando material, o qual deu origem à nebulosa. A estrela mais distante formou uma nova órbita com a estrela magnética recém fundida, criando o binário que é observado atualmente no centro da nebulosa. 

Este cenário explica também porque é que uma das estrelas do sistema é magnética e a outra não, outra característica peculiar de HD 148937 detectada nos dados do VLTI. Ao mesmo tempo, este resultado ajuda a resolver um mistério de longa data da astronomia: como é que as estrelas massivas obtêm os seus campos magnéticos. Embora os campos magnéticos sejam uma característica comum às estrelas de pequena massa, como o nosso Sol, as estrelas mais massivas não conseguem manter campos magnéticos da mesma forma.

No entanto, algumas estrelas de grande massa são magnéticas. Os astrônomos já suspeitavam desde há algum tempo que as estrelas massivas poderiam adquirir campos magnéticos aquando da fusão de duas estrelas entre si, no entanto, esta é a primeira vez que se encontram provas diretas deste acontecimento. No caso de HD 148937, a fusão deve ter ocorrido recentemente.

Não se espera que o magnetismo em estrelas massivas dure muito tempo em comparação com o tempo de vida da estrela, por isso é provável que este acontecimento raro ocorreu muito pouco tempo depois. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, permitirá aos pesquisadores descobrir com mais detalhe o que aconteceu neste sistema e talvez até revelar mais surpresas.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Escondida em uma nuvem escura

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble é a galáxia espiral IC 4633, localizada a 100 milhões de anos-luz de distância de nós, na constelação de Apus.

© Hubble (IC 4633)

A IC 4633 é uma galáxia rica em atividade de formação de estrelas, além de abrigar um núcleo galáctico ativo (AGN) em seu núcleo. 

Do nosso ponto de vista, a galáxia está principalmente inclinada na nossa direção, dando aos astrônomos uma visão bastante boa dos seus bilhões de estrelas. No entanto, não podemos apreciar totalmente as características desta galáxia, pelo menos na luz visível, porque está parcialmente escondida por uma camada de poeira escura. 

Esta nebulosa escura faz parte da região de formação estelar Chamaeleon, localizada a apenas cerca de 500 anos-luz de nós, numa parte próxima da Via Láctea. As nuvens escuras na região do Chamaeleon ocupam uma grande área do céu meridional, cobrindo a constelação homônima, mas também invadindo constelações próximas, como Apus. 

A nuvem é bem estudada pelo seu tesouro de estrelas jovens, particularmente a nuvem Cha I, que foi fotografada pelo telescópio espacial Hubble e também pelo telescópio espacial James Webb. A nuvem sobreposta IC 4633 fica a leste do conhecido Cha I, II e III, e foi chamada de MW9 ou Serpente Celestial do Sul. 

Um vasto e estreito rasto de gás fraco que serpenteia sobre o polo celeste meridional, tem uma aparência muito mais moderada do que os seus vizinhos. É classificada como uma nebulosa de fluxo integrado (IFN), uma nuvem de gás e poeira na Via Láctea que não está próxima de nenhuma estrela e é apenas fracamente iluminada pela luz total de todas as estrelas da galáxia. 

O Hubble não tem problemas em distinguir a Serpente Celestial do Sul, embora esta imagem capture apenas uma pequena parte dela. Para um objeto astronômico vistoso como o IC 4633, entre as espirais da Serpente Celestial do Sul claramente não é um mau lugar para se esconder.

Fonte: ESA

Novo comportamento de buraco negro em galáxia distante

No núcleo de uma galáxia longínqua, um buraco negro supermassivo parece ter tido um caso de "soluços".

© P. Sukova (simulação de um buraco negro liberando plumas de gás)

Astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e de outros países descobriram que um buraco negro anteriormente calmo, que se situa no centro de uma galáxia a cerca de 800 milhões de anos-luz de distância, entrou subitamente em erupção, liberando plumas de gás a cada 8,5 dias antes de voltar ao seu estado normal e calmo. 

Os soluços periódicos são um novo comportamento que até agora não tinha sido observado em buracos negros. Os cientistas pensam que a explicação mais provável para os surtos provém de um segundo buraco negro menor que está a girando em torno do buraco negro supermassivo central e lançando material do disco de gás do buraco negro maior a cada 8,5 dias. 

As descobertas desafiam a imagem convencional dos discos de acreção dos buracos negros, que os cientistas supunham serem discos de gás relativamente uniformes. Os novos resultados sugerem que os discos de acreção podem ser mais variados no seu conteúdo, possivelmente contendo outros buracos negros e até estrelas inteiras.

As descobertas resultaram de uma detceção automática pelo ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae), uma rede de 20 telescópios robóticos situados em vários locais dos hemisférios norte e sul. Os telescópios fazem um levantamento automático de todo o céu, uma vez por dia, em busca de sinais de supernovas e outros fenômenos transientes. Em dezembro de 2020, o levantamento detectou uma explosão de luz numa galáxia a cerca de 800 milhões de anos-luz de distância. Essa parte específica do céu tinha estado relativamente calma e escura até à detecção pelos telescópios, quando a galáxia subitamente se iluminou por um fator de 1000.

Logo após, a erupção foi focada com o NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) da NASA, um telescópio de raios X a bordo da Estação Espacial Internacional que monitora continuamente o céu em busca de explosões de raios X que possam assinalar atividade de estrelas de nêutrons, buracos negros e outros fenômenos gravitacionais extremos. 

A explosão durou cerca de quatro meses antes de se extinguir. Notou-se um padrão curioso na erupção: quedas sutis, numa banda muito estreita de raios X, cuja explosão de energia oriunda da galáxia diminuía periodicamente a cada 8,5 dias. O sinal é semelhante quando um planeta em órbita passa em frente da sua estrela hospedeira, bloqueando brevemente a luz da estrela. Mas nenhuma estrela seria capaz de bloquear uma erupção de uma galáxia inteira.

Isso poderia ser explicado, se um buraco negro supermassivo central de uma galáxia abrigasse um segundo buraco negro muito menor. Esse buraco negro menor poderia orbitar a um ângulo do disco de acreção do seu companheiro maior. O buraco negro secundário perfuraria periodicamente o disco do buraco negro primário à medida que orbitasse. No processo, liberaria uma pluma de gás.

Especificamente, a equipe descobriu que a galáxia estava relativamente calma antes da detecção de dezembro de 2020. Estima-se que o buraco negro supermassivo central da galáxia tenha uma massa equivalente a 50 milhões de sóis. Antes da explosão, o buraco negro pode ter tido um disco de acreção tênue e difuso ao seu redor, enquanto um segundo buraco negro menor, com 100 a 10.000 massas solares, orbitava em relativa obscuridade. Os pesquisadores suspeitam que, em dezembro de 2020, um terceiro objeto, provavelmente uma estrela, se aproximou demasiado do sistema e foi dilacerada pela imensa gravidade do buraco negro supermassivo, um evento denominado "evento de perturbação de marés". 

O súbito fluxo de material estelar iluminou momentaneamente o disco de acreção do buraco negro, à medida que os detritos estelares se precipitavam no buraco negro. Ao longo de quatro meses, o buraco negro alimentou-se dos detritos enquanto o segundo buraco negro continuava orbitando. Ao perfurar o disco, ejetava uma pluma muito maior do que normalmente faria, que por acaso foi liberada diretamente na direção do telescópio NICER. 

Este resultado mostra que binários de buracos negros supermassivos muito íntimos podem ser comuns nos núcleos galácticos, o que é um desenvolvimento muito excitante para futuros detectores de ondas gravitacionais. 

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Sol emitiu excesso de raios gama no último pico de atividade

Por sua proximidade e importância para a manutenção da vida na Terra, o Sol é a estrela mais pesquisada pelos astrofísicos.

© NASA (linhas do complexo campo magnético na superfície do Sol)

Esta situação de objeto de estudo preferencial não significa que há pouco a se descobrir sobre o astro. Ao contrário, alguns tipos de pesquisa, como as de longo prazo, só podem ser realizados porque nosso planeta está, sempre, nas vizinhanças do Sol. Assim, é possível observá-lo de forma contínua e perceber detalhes que não podem ser conferidos em estrelas mais distantes. Foi justamente essa particularidade que permitiu um achado recente. 

O estudo realizado pelo brasileiro Bruno Arsioli e a italiana Elena Orlando relata que o Sol emitiu um excesso inesperado de raios gama de alta energia em seus polos. A maior concentração de radiação ocorreu durante seu último período mais ativo, o chamado máximo solar, em junho de 2014. 

Como a Terra, o Sol gira em torno de um eixo, cujas extremidades definem os polos. A rotação gera o campo magnético, de forma que os polos magnéticos coincidem com as pontas do eixo de rotação. Segundo os autores do trabalho, o esperado era que, quando houvesse variações no nível das emissões de raios gama, tais flutuações se manifestassem com a mesma intensidade em todas as áreas do Sol, de forma mais ou menos homogênea, em vez de se concentrarem exageradamente nas zonas de alta latitude. Essa maior concentração de emissões de raios gama foi observada no momento em que ocorreu a inversão dos polos magnéticos do Sol. Por isso, suspeita-se que a reconfiguração magnética esteja relacionada com a produção excessiva de radiação gama nos polos. A troca faz com que o polo magnético do sul migre para o norte do disco solar e vice-versa. Tal inversão ocorre em média a cada onze anos, durante o máximo solar. 

Atualmente, Bruno Arsioli é pesquisador no Instituto de Astrofísica e Ciências Espaciais da Universidade de Lisboa, em Portugal. Elena Orlando é pesquisadora da Universidade de Trieste, Itália. Arsioli iniciou o estudo com dados do Fermi em 2021, quando passou um ano associado ao grupo da italiana na Universidade de Trieste. 

Inédito, o resultado foi obtido a partir da análise de dados referentes a 13 anos e meio de observação do Sol, entre agosto de 2008 e janeiro de 2022, pelo telescópio espacial Fermi, que é dedicado a registrar emissões em frequências da radiação gama, a porção mais energética do espectro eletromagnético. Recentemente foi usado também para estudar uma misteriosa explosão de raios gama, a segunda mais intensa que se observou no espaço, ocasionada provavelmente pela rara fusão de duas estrelas de nêutrons. 

O trabalho de análise das emissões do Sol foi feito em etapas. Primeiramente, Arsioli e Orlando dividiram os dados coletados, que abrangeram um ciclo solar inteiro, em intervalos menores, de 400 a 700 dias. Em seguida, com o emprego de ferramentas de análise de dados por eles desenvolvidas, compararam as emissões de raios gama com energia acima de 5 gigaelétron-volt (GeV) de cada subperíodo em todas as regiões do disco solar. Dessa forma, notaram a concentração de produção de emissões de altas energias nas zonas polares durante o máximo solar. A constatação é amparada por testes estatísticos, descritos no trabalho, que indicam a relevância dos sinais observados. 

Considerado um astro comum entre as mais de 100 bilhões de estrelas da Via Láctea, o Sol se formou há cerca de 4,5 bilhões de anos. Diferente da Terra e da Lua, ele não é um corpo sólido. É uma bola de plasma quente (matéria ionizada, com partículas carregadas eletricamente), constituída pelos gases hidrogênio e hélio. O nível de atividade solar (produção de energia) varia ao longo do tempo de forma mais ou menos regular, em ciclos. 

A duração média de um ciclo solar é de 11 anos, mas pode variar entre 9 e 14 anos. A formação de manchas solares, pontos pretos associadas a áreas mais frias na superfície, é um termômetro da atividade solar. Ocasionalmente, as maiores manchas são visíveis da Terra sem a necessidade de recorrer a telescópios. Mais manchas sinalizam que o astro está funcionando em ritmo acelerado. A dinâmica energética do Sol também está associada a outros fenômenos, como a ocorrência de flares (erupções) e ejeções de massa coronal. 

Entre o momento de maior e o de menor atividade, a diferença de brilho, ou seja, de produção de energia, do Sol é muito pequena, de no máximo 0,1%. Por isso, os climatologistas descartam que variações na atividade solar possam influir de forma significativa no aumento do aquecimento global. Segundo cálculos da NASA, ao longo dos dois últimos séculos, o peso acumulado das emissões de gases de efeito estufa provenientes de atividades humanas sobre a temperatura média da Terra é pelo menos 270 vezes maior do que a possível influência de qualquer alteração de luminosidade do Sol. 

Ainda assim, as alterações em seu regime de funcionamento produzem impactos evidentes na aparência e no comportamento da estrela. Além de gerar conhecimento básico sobre a física estelar, os estudos sobre a atividade solar são úteis para entender os impactos reais que o astro pode ter sobre diferentes aspectos da vida cotidiana na Terra. Ao emitir mais radiação e matéria na direção do Sistema Solar, a estrela pode afetar os sistemas de navegação terrestre, como o GPS, e as telecomunicações no planeta. Para o astrofísico Rodrigo Nemmen, do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP), que não participou do artigo, os dados do trabalho de Arsioli e Orlando são importantes para melhorar o entendimento sobre o funcionamento da superfície do Sol. 

Um dos desafios de Arsioli e Orlando é tentar observar novamente o pico de emissão de raios gama nas regiões polares do Sol durante o próximo máximo solar, que deve ocorrer em 2025. Se a estrela se comportar novamente como em junho de 2014, a ideia de que a produção excessiva de raios gama decorre da inversão periódica dos polos magnéticos se torna mais robusta.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Revista FAPESP

Companhia mútua de duas galáxias

Esta imagem mostra Arp 72, um grupo de galáxias muito seletivo que inclui apenas duas galáxias em interação.

© Hubble (Arp 72)

As galáxias em interação são: NGC 5996 (a grande galáxia espiral) e NGC 5994 (sua companheira menor, no canto inferior esquerdo da imagem).

Ambas as galáxias ficam a aproximadamente 160 milhões de anos-luz da Terra e seus núcleos estão separados um do outro por uma distância de cerca de 67 mil anos-luz. Além disso, a distância entre as galáxias nos seus pontos mais próximos é ainda menor, perto de 40 mil anos-luz. 

Embora isto ainda possa parecer vasto, em termos de separação galáctica é realmente muito acolhedor! Para efeito de comparação, a distância entre a Via Láctea e sua vizinha galáctica independente mais próxima, Andrômeda, é de cerca de 2,5 milhões de anos-luz. Alternativamente, a distância entre a Via Láctea e a sua maior e mais brilhante galáxia satélite, a Grande Nuvem de Magalhães é de cerca de 162 mil anos-luz. 

Tendo isto em conta, juntamente com o fato de NGC 5996 ser aproximadamente comparável em tamanho à Via Láctea, não é surpreendente que NGC 5996 e NGC 5994, aparentemente separadas por apenas 40 mil anos-luz ou mais, estejam interagindo entre si. 

Na verdade, a interação pode ser o que fez com que a forma espiral da NGC 5996 se distorcesse e aparentemente fosse desenhada na direção da NGC 5994. Também levou à formação da cauda de maré muito longa e tênue de estrelas e gás curvando-se para longe da NGC 5996, no canto superior direito da imagem. Esta cauda de maré é um fenômeno comum que aparece quando as galáxias se aproximam, como pode ser visto em várias imagens do telescópio espacial Hubble. 

Fonte: NASA

Explosões gigantes que alimentam jatos de uma estrela de nêutrons

O telescópio espacial de raios gama da ESA, Integral, desempenhou um papel decisivo na observação de jatos de matéria expelidos para o espaço a um-terço da velocidade da luz.

© ESA (jato emitido no disco de acreção)

A matéria e a energia foram liberadas quando ocorreram enormes explosões na superfície de uma estrela de nêutrons.

Esta observação inédita provou ser ideal para explorar jatos astrofísicos de todos os tipos. Os jatos são produzidos por muitos objetos astronômicos diferentes, mas o seu estudo é difícil. Estes fluxos de matéria são distantes e é um desafio ver as suas características. Isto torna extremamente difícil o rastreio da matéria em movimento para assim compreender como o jato está sendo lançado e acelerado. 

No entanto, uma equipe internacional de astrônomos, incluindo Thomas Russell, do INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), Palermo, Itália, notou de que certos tipos de estrelas de nêutrons poderiam abrir uma nova via de investigação. 

As estrelas de nêutrons são "cadáveres" estelares supercompactos. Quando em órbita com outra estrela, o intenso campo gravitacional da estrela de nêutrons pode acabar por puxar matéria da sua estrela companheira. Parte desta matéria acumulada é então expelida em jatos que se afastam ao longo do eixo de rotação da estrela de nêutrons, e o resto da matéria espirala para a estrela de nêutrons. Aí, acumula-se como uma camada à superfície. À medida que mais e mais material é absorvido pela estrela de nêutrons, o campo gravitacional comprime-o até se iniciar uma explosão nuclear descontrolada. Isto cria um evento cataclísmico conhecido como erupção de raios X de tipo I. 

A equipe pensou que esta súbita liberação de matéria e energia, da superfície da estrela de nêutrons, afetaria o jato e que poderiam medir esta perturbação à medida que se propagava para longe. Se assim fosse, isso proporcionaria um novo e poderoso método para estudar estes eventos violentos e energéticos. Atualmente, conhecemos cerca de 125 estrelas de nêutrons que se comportam desta forma. 

Trata-se de uma medição crucial porque, uma vez estudado um número suficiente de estrelas de nêutrons em acreção, a velocidade do jato pode revelar o mecanismo de lançamento dominante e mostrar se o jato é alimentado por campos magnéticos ancorados no material acretado ou na própria estrela. 

A equipa identificou duas estrelas de nêutrons, denominadas 4U 1728-34 e 4U 1636-536, respectivamente, que mostraram um comportamento explosivo em raios X. No entanto, no momento, apenas 4U 1728-34 era suficientemente brilhante, no rádio, para realizar a experiência com o detalhe necessário. Depois houve um problema prático. Ao passo que as explosões eram visíveis em raios X, o jato só emitia ondas de rádio. Assim, era necessário coordenar as observações radiotelescópicas na Terra para que ocorressem simultaneamente com as do satélite Integral, que é capaz de ver em raios X. Mas era impossível prever exatamente quando é que uma destas explosões ia acontecer. 

As observações no rádio foram efetuadas durante três dias com o ATCA (Australia Telescope Compact Array) da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), registando um total de cerca de 30 horas de tempo de observação entre os dias 3 e 5 de abril de 2021. O Integral observou a partir do espaço. Foi a única missão de alta energia capaz de manter esta longa vigília. A sua órbita grande e alongada permitia-lhe observar o objeto celeste durante muitas horas seguidas. No final das observações, o Integral tinha captado 14 explosões de raios X de 4U 1728-34, das quais 10 ocorreram quando a fonte era visível para o ATCA. 

A capacidade de seguir a matéria extra injetada ao longo do jato, a comprimentos de onda do rádio, permitiu à equipe calcular que o material estava sendo lançado a uns incríveis 35-40% da velocidade da luz.

Esta técnica permitirá o estudo de muitas mais estrelas de nêutrons com erupções de raios X. Isto permitirá compreender e relacionar o lançamento de jatos com características específicas, tais como a rotação e a quantidade de gás que cai na sua superfície. Para quem estuda estes fenômenos, estas são as questões mais prementes. A sua resposta terá impacto nos estudos que vão para além das estrelas de nêutrons, porque os jatos são criados por muitos objetos astronômicos. Desde estrelas recém-formadas a buracos negros supermassivos no centro das galáxias, os jatos podem também ser produzidos por eventos cataclísmicos como explosões de supernovas e explosões de raios gama. 

Desempenham uma função importante em todo o Universo, desde o transporte de elementos exóticos sintetizados em explosões cósmicas para o espaço interestelar, até ao aquecimento de nuvens de gás circundantes que alteram a forma e o local de formação de novas estrelas. Uma vez que se pensa que todos os jatos astrofísicos são lançados de forma semelhante, nomeadamente pela interação da matéria com campos magnéticos em objetos celestes em rotação, os novos resultados terão grande aplicabilidade em muitos estudos do cosmos.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

Gaia revela duas antigas correntes estelares da Via Láctea

O telescópio espacial Gaia, da ESA, desfez ainda mais o enredo da nossa Galáxia, descobrindo duas surpreendentes correntes de estrelas que se formaram e se entrelaçaram há mais de 12 bilhões de anos.

© ESA (imagem das correntes estelares Shakti e Shiva)

Na imagem os pontos amarelos mostram a localização das estrelas do fluxo estelar Shakti. Os pontos azuis mostram a localização das estrelas da corrente estelar Shiva. 

As duas correntes, Shakti e Shiva, ajudaram a formar a jovem Via Láctea. Ambas são tão antigas que provavelmente se formaram antes mesmo das partes mais velhas dos braços espirais e do disco da nossa atual Galáxia.

Utilizando as observações do Gaia, os pesquisadores conseguiram determinar as órbitas de estrelas individuais da Via Láctea, bem como o seu conteúdo e composição. Cada fluxo contém a massa de cerca de 10 milhões de sóis, com estrelas de 12 a 13 bilhões de anos, todas se movendo em órbitas muito semelhantes e com composições semelhantes. A forma como estão distribuídos sugere que podem ter sido formados como fragmentos distintos que se fundiram com a jovem Via Láctea. 

Ambas as correntes se encontram perto do núcleo da Via Láctea. O Gaia explorou esta parte da Via Láctea em 2022, utilizando uma espécie de "arqueologia galáctica"; este estudo mostrou que a região contém as estrelas mais antigas de toda a Galáxia, todas nascidas antes do disco da Via Láctea se ter devidamente formado.

As estrelas são tão velhas que não possuem muitos dos elementos metálicos mais pesados criados mais tarde na vida do Universo. Estes metais pesados são os forjados no interior das estrelas e espalhados para o espaço quando estas morrem. As estrelas no coração da Via Láctea são pobres em metais. 

Embora muito semelhantes, as duas correntes estelares não são idênticas. As estrelas de Shakti orbitam um pouco mais longe do centro da Via Láctea e em órbitas mais circulares do que as estrelas de Shiva. O nome das correntes deriva do nome de um casal divino da filosofia hindu que se une para criar o Universo (ou macrocosmo). Há cerca de 12 bilhões de anos, a Via Láctea tinha um aspecto muito diferente da espiral ordenada que vemos hoje.

Pensamos que a nossa Galáxia se formou quando múltiplos filamentos longos e irregulares de gás e poeira se fundiram, formando estrelas e envolvendo-se para dar origem à nossa Galáxia tal como a conhecemos. Parece que Shaki e Shiva são dois desses componentes, e os futuros lançamentos de dados Gaia poderão revelar mais. 

Khyati Malhan e Hans-Walter Rix, amos do Instituto Max Planck, construíram também um mapa dinâmico de outros componentes conhecidos que desempenharam um papel na formação da Via Láctea e que foram descobertos utilizando dados do Gaia. Estes incluem Gaia-Salsicha-Encélado, GNM-1/Wukong, Arjuna/Sequoia/I'itoi e Ponto. Todos estes grupos de estrelas fazem parte da complexa árvore genealógica da Via Láctea, algo que o Gaia tem trabalhado para construir ao longo da última década.

À medida que descobrimos partes surpreendentes da Via Láctea, como as correntes Shiva e Shakti, estamos preenchendo as lacunas da nossa história cósmica mais antiga.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Max Planck Institute

Hubble descobre que as anãs marrons envelhecem na solidão

Em sistemas binários a relação de anãs marrons não dura muito tempo, de acordo com um levantamento recente do telescópio espacial Hubble.

© STScI (ilustração de uma anã marrom)

 As anãs marrons são objetos interestelares maiores do que Júpiter, mas menores do que as estrelas de menor massa. Nascem como as estrelas, a partir de uma nuvem de gás e poeira em colapso, mas não têm massa suficiente para sustentar a fusão do hidrogênio como uma estrela normal. 

Os astrônomos, recorrendo ao Hubble, confirmaram que os pares são extremamente raros no que concerne às anãs marrons de menor massa e mais frias. O Hubble consegue detectar binários tão próximos um do outro como uma separação de aproximadamente 480 milhões de quilômetros, a separação aproximada entre o nosso Sol e o cinturão de asteroides. 

Mas não encontraram nenhum binário numa amostra de anãs marrons na vizinhança solar. Isto implica que um par de anãs está tão fracamente ligado pela gravidade que se afastam ao longo de algumas centenas de milhões de anos devido à atração de estrelas passageiras.

O estudo confirma que as companheiras amplamente separadas são extremamente raras entre as anãs marrons isoladas de menor massa e mais frias, apesar de serem observadas anãs marrons binárias em idades mais jovens. Isto sugere que tais sistemas não sobrevivem ao longo do tempo. 

Num estudo semelhante realizado há alguns anos, o Hubble observou anãs marrons extremamente jovens e algumas tinham companheiras, confirmando que os mecanismos de formação estelar produzem anãs marrons binárias e de baixa massa. A ausência de companheiras para anãs marrons mais velhas sugere que algumas podem ter começado como binárias, mas separaram-se ao longo do tempo. Mais de metade das estrelas da Via Láctea têm uma companheira que resultou destes processos de formação, sendo as estrelas mais massivas mais frequentemente encontradas em sistemas binários.

A equipe selecionou uma amostra de anãs marrons previamente identificadas pelo WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) da NASA. Estudou algumas das anãs marrons mais antigas, mais frias e com menor massa na vizinhança solar. Estas velhas anãs marrons são tão frias (algumas centenas de graus mais quentes que Júpiter na maioria dos casos) que as suas atmosferas contêm vapor de água que se condensou. Para encontrar as companheiras mais frias, foi utilizado dois filtros diferentes no infravermelho próximo, um em que as anãs marrons frias são brilhantes e outro que cobre comprimentos de onda específicos em que aparecem muito tênues devido à absorção de água nas suas atmosferas.

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

Fonte: Space Telescope Science Institute

Descoberto campos magnéticos em espiral no buraco negro da Via Láctea

Uma nova imagem da colaboração Event Horizon Telescope (EHT) revelou campos magnéticos fortes e organizados espiralando desde a borda do buraco negro supermassivo Sagitário A* (Sgr A*).

© EHT (imagem em luz polarizada de Sagitário A*)

Com observações feitas pela primeira vez em luz polarizada, a nova imagem do monstro que se esconde no coração da Via Láctea revelou um campo magnético com uma estrutura muito semelhante à do buraco negro situado no centro da galáxia M87, sugerindo que campos magnéticos intensos podem ser comuns a todos os buracos negros. Esta semelhança aponta também para a existência de um jato oculto em Sgr A*. 

Em 2022, os cientistas revelaram a primeira imagem de Sgr A* durante conferências de imprensa em todo o mundo, incluindo no Observatório Europeu do Sul (ESO). Embora o buraco negro supermassivo da Via Láctea, que se encontra a cerca de 27.000 anos-luz de distância da Terra, seja pelo menos mil vezes menor e menos massivo do que o de M87, o primeiro buraco negro a ser fotografado, as observações revelaram que os dois têm um aspecto bastante semelhante, o que levou os cientistas a perguntarem-se se estes buracos negros partilhariam características comuns para além da sua aparência.

Para o descobrir, a equipe decidiu estudar o Sgr A* em luz polarizada. Estudos anteriores da luz em torno do buraco negro de M87 (M87*) revelaram que os campos magnéticos à sua volta permitiam que o buraco negro lançasse poderosos jatos de material para o seu meio circundante. Com base neste trabalho, as novas imagens revelaram agora que o mesmo pode ser verdade para Sgr A*.

A luz é uma onda eletromagnética oscilante que nos permite ver objetos. Por vezes, a luz oscila numa orientação preferencial, a que chamamos “polarizada". Apesar de estarmos rodeados por luz polarizada, aos olhos humanos essa luz é indistinguível da luz dita "normal".

No plasma que rodeia estes buracos negros, as partículas que giram em torno das linhas de campo magnético conferem-lhe um padrão de polarização perpendicular ao campo, o que permite observar com muito detalhe o que se passa nas regiões dos buracos negros e mapear as suas linhas de campo magnético. Ao obtermos imagens em luz polarizada de gás quente incandescente perto de buracos negros, estamos inferindo diretamente a estrutura e intensidade dos campos magnéticos que acompanham o fluxo de gás e matéria que o buraco negro consome e ejeta. 

No entanto, obter imagens de buracos negros em luz polarizada não é tão fácil como usar um par de óculos de sol polarizados. Isto é particularmente verdadeiro no caso de Sgr A*, que apresenta variações tão rápidas que não consegue ficar parado para ser fotografado. Para captar imagens deste buraco negro supermassivo é necessário de ferramentas sofisticadas, melhores que as anteriormente utilizadas para captar M87*, um alvo muito mais estável. 

Uma das semelhanças entre estes dois buracos negros pode ser um jato, mas embora tenha sido captado um muito óbvio em M87*, ainda não foi encontrado nenhum em Sgr A*. Para observar Sgr A*, a colaboração juntou oito telescópios de todo o mundo num único telescópio virtual da dimensão da Terra, o EHT. O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), e o Atacama Pathfinder Experiment (APEX), ambos no norte do Chile, fizeram parte da rede que efetuou as observações em 2017.

O EHT realizou várias observações desde 2017 e estão programadas observações de Sgr A* novamente em Abril de 2024. Todos os anos as imagens melhoram, já que o EHT vai incorporando novos telescópios, maior largura de banda e novas frequências de observação. As expansões planejadas para a próxima década permitirão a realização de filmes de alta resolução de Sgr A*, poderão revelar um jato oculto e permitirão aos astrônomos observar características de polarização semelhantes em outros buracos negros. Entretanto, a extensão do EHT ao espaço permitirá obter imagens de buracos negros mais nítidas do que nunca.

Este trabalho de pesquisa foi apresentado pela colaboração EHT em dois artigos científicos publicados hoje no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: ESO

Supergigantes azuis podem ser formadas pela fusão de duas estrelas

Uma pesquisa internacional, liderada pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), encontrou pistas sobre a natureza de algumas das estrelas mais quentes e brilhantes do nosso Universo, chamadas supergigantes azuis.

© NASA / C. Reed (ilustração de estrela gigante vermelha e companheira mais jovem)

Embora estas estrelas sejam observadas com frequência, a sua origem é um velho enigma que é debatido há décadas. Através da simulação de novos modelos estelares e da análise de uma grande amostra de dados da Grande Nuvem de Magalhães, os pesquisadores do IAC encontraram fortes indícios de que a maioria das supergigantes azuis pode ter sido formado a partir da fusão de duas estrelas num sistema binário. 

As supergigantes azuis de classe B são estrelas muito luminosas e quentes (pelo menos 10.000 vezes mais luminosas e 2 a 5 vezes mais quentes do que o Sol), com massas entre 16 e 40 vezes a massa do Sol. Espera-se que ocorram durante uma fase muito rápida da evolução, de acordo com a tradição estelar convencional e, portanto, deveriam ser raramente vistas. Então, porque é que observamos tantas? 

Uma pista importante para a sua origem reside no fato de que a maioria das supergigantes azuis são observadas como "solteiras", ou seja, não têm companheiras gravitacionais detectáveis. No entanto, observa-se que a maioria das estrelas massivas jovens nascem em sistemas binários. Porque é que as supergigantes azuis são solteiras? 

Os sistemas binários massivos fundem-se e produzem supergigantes azuis. Num estudo pioneiro liderado por Athira Menon, pesquisadora do IAC, uma equipe internacional de astrofísicos computacionais e observacionais simulou modelos detalhados de fusões estelares e analisou uma amostra de 59 supergigantes azuis de classe B na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

Foi simulado as fusões de estrelas gigantes evoluídas com as suas companheiras estelares menores numa vasta gama de parâmetros, tendo em conta a interação e a mistura das duas estrelas durante a fusão. As estrelas recém-nascidas vivem como supergigantes azuis durante a segunda fase mais longa da vida de uma estrela, quando esta queima hélio no seu núcleo. 

Os resultados obtidos explicam por que razão as supergigantes azuis se encontram na chamada lacuna evolutiva da física estelar clássica, uma fase da sua evolução em que não esperaríamos encontrar estrelas. Mas será que essas fusões podem também explicar as propriedades medidas das supergigantes azuis? 

Notavelmente, descobrimos que as estrelas nascidas de tais fusões têm maior sucesso na reprodução da composição da superfície, particularmente o aumento do nitrogênio e do hélio, de uma grande fração da amostra do que os modelos estelares convencionais. Isto indica que as fusões podem ser o canal dominante para produzir supergigantes azuis. 

Este estudo dá um grande passo no sentido de resolver um velho problema de como as supergigantes azuis se formam e indica a importante função das fusões estelares na morfologia das galáxias e das suas populações estelares. A próxima parte do estudo tentará explorar a forma como estas supergigantes azuis explodem e contribuem para a "paisagem" de buracos negros e estrelas de nêutrons.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias