Detectada a fusão de buracos negros mais distante até agora

Astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para encontrar evidências de uma fusão de duas galáxias e dos seus enormes buracos negros quando o Universo tinha apenas 740 milhões de anos.

© Webb (sistema de galáxias ZS7)

A imagem mostra em detalhe o sistema de galáxias em fusão ZS7, obtida pelo instrumento NIRCam do Webb, com emissão de hidrogênio ionizado (Hβ) que é identificada pela região laranja e a emissão de oxigênio duplamente ionizado (OIII) é visível em vermelho escuro (ampliação da direita).

Esta é a detecção mais distante de uma fusão de buracos negros alguma vez obtida e a primeira vez que este fenômeno foi detectado tão cedo no Universo. Os astrônomos já encontraram buracos negros supermassivos com massas milhões a bilhões de vezes a do Sol na maioria das galáxias massivas do Universo local, incluindo a Via Láctea. 

É provável que estes buracos negros tenham tido um grande impacto na evolução das galáxias em que residem. No entanto, os cientistas ainda não compreendem totalmente como é que estes objetos se tornaram tão massivos. A descoberta de buracos negros gigantescos nos primeiros bilhões de anos após o Big Bang indica que este crescimento deve ter acontecido muito rapidamente e muito cedo. 

O sistema em fusão é conhecido como ZS7. Os buracos negros massivos que estão ativamente acretando matéria têm características espectrográficas distintas que permitem identificá-los. Para galáxias muito distantes, como as deste estudo, estas assinaturas são inacessíveis a partir do solo e só podem ser vistas com o Webb.

Foram encontradas evidências de gás muito denso com movimentos rápidos na vizinhança do buraco negro, bem como gás quente e altamente ionizado iluminado pela radiação energética tipicamente produzida pelos buracos negros nos seus episódios de acreção.

A equipe descobriu que um dos dois buracos negros tem uma massa 50 milhões de vezes superior à massa do Sol. A massa do outro buraco negro é provavelmente semelhante, embora seja muito mais difícil de medir porque este segundo buraco negro está enterrado em gás denso. As descobertas sugerem que a fusão é uma via importante através da qual os buracos negros podem crescer rapidamente, mesmo na alvorada cósmica. Quando os dois buracos negros se fundirem, irão também gerar ondas gravitacionais. Eventos como este serão detectáveis com a próxima geração de observatórios de ondas gravitacionais, como a missão LISA (Laser Interferometer Space Antenna), que foi recentemente aprovada pela ESA e será o primeiro observatório espacial dedicado ao estudo das ondas gravitacionais.

Esta descoberta foi feita a partir de observações efetuadas no âmbito do programa Galaxy Assembly with NIRSpec Integral Field Spectroscopy. A equipe recebeu recentemente tempo de observação no Ciclo 3 do Webb, para estudar em pormenor a relação entre os buracos negros massivos e as suas galáxias hospedeiras nos primeiros bilhões de anos. Uma componente importante deste programa será a procura sistemática e a caracterização das fusões de buracos negros. Este esforço determinará o ritmo a que ocorrem as fusões de buracos negros, avaliará o papel das fusões no crescimento inicial dos buracos negros e a taxa a que são produzidas as ondas gravitacionais desde o início dos tempos.

Estes resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: ESA

Planeta gigante com densidade semelhante à do algodão doce

Uma equipe internacional liderada por pesquisadores do Laboratório EXOTIC da Universidade de Liège, em colaboração com o MIT (Massachusetts Institute of Technology) e com o Instituto de Astrofísica da Andaluzia, acaba de descobrir WASP-193 b, um planeta gigante de densidade extraordinariamente baixa que orbita uma estrela distante semelhante ao Sol.

© K.Ivanov (ilustração do exoplaneta WASP-193 b)

Este novo planeta, situado a 1.200 anos-luz da Terra, é 50% maior do que Júpiter mas sete vezes menos massivo, o que lhe confere uma densidade extremamente baixa, comparável à do algodão doce. 

O WASP-193 b é o segundo exoplaneta menos denso descoberto até à data, depois de Kepler-51d, que é muito menor. A sua densidade extremamente baixa torna-o uma verdadeira anomalia entre os mais de cinco mil exoplanetas descobertos até agora. Esta densidade extremamente baixa não pode ser reproduzida por modelos padrão de gigantes gasosos irradiados, mesmo sob a hipótese irrealista de uma estrutura sem núcleo. 

O novo planeta foi inicialmente detectado pelo WASP (Wide Angle Search for Planets), uma colaboração internacional de instituições acadêmicas que, em conjunto, operaram dois observatórios robóticos, um no hemisfério norte e o outro no sul. Cada observatório utilizou um conjunto de câmaras de grande angular para medir o brilho de milhares de estrelas individuais em todo o céu. Em dados recolhidos entre 2006 e 2008, e novamente entre 2011 e 2012, o observatório WASP-South detectou trânsitos periódicos, ou quedas de luz, da estrela WASP-193. 

Os astrônomos determinaram que as quedas periódicas de brilho estelar eram consistentes com a passagem de um planeta em frente da estrela a cada 6,25 dias. Os cientistas mediram a quantidade de luz que o planeta bloqueava em cada trânsito, o que lhes deu uma estimativa do tamanho do planeta. Foram também utilizados os observatórios TRAPPIST-South e SPECULOOS-South localizados no deserto do Atacama, no Chile, para medir o sinal planetário em diferentes comprimentos de onda e validar a natureza planetária do objeto eclipsante. Finalmente, foram efetuadas observações espectroscópicas recolhidas pelos espectrógrafos HARPS e CORALIE, também localizados no Chile (ESO), para medir a massa do planeta. 

As medições acumuladas revelaram uma densidade planetária extremamente baixa. A sua massa e o seu tamanho correspondia a cerca de 0,14 e 1,5 vezes a massa e o tamanho de Júpiter, respectivamente. A densidade resultante foi de cerca de 0,059 gramas por centímetro cúbico. A densidade de Júpiter, em contraste, é de cerca de 1,33 gramas por centímetro cúbico; e a da Terra é de 5,51 gramas por centímetro cúbico. Um dos materiais mais próximos em densidade do novo planeta inchado é o algodão doce, que tem uma densidade de cerca de 0,05 gramas por centímetro cúbico.

Os pesquisadores suspeitam que o novo planeta é feito principalmente de hidrogênio e hélio, como a maioria dos outros gigantes gasosos da Galáxia. No caso de WASP-193 b, estes gases devem formar uma atmosfera extremamente inchada que se estende dezenas de milhares de quilômetros mais longe do que a própria atmosfera de Júpiter. 

Exatamente como é que um planeta pode inflar tanto é uma questão que nenhuma teoria existente sobre a formação de planetas consegue ainda responder. É certamente necessário um depósito significativo de energia no interior do planeta, mas os pormenores do mecanismo ainda não são compreendidos. Olhar mais atentamente para a sua atmosfera vai permitir restringir o caminho evolutivo deste planeta. O WASP-193 b é um mistério cósmico.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Detectado um exoplaneta do tamanho da Terra

O projeto SPECULOOS, liderado pelo astrônomo Michaël Gillon da Universidade de Liège, descobriu um novo exoplaneta da dimensão da Terra em torno de SPECULOOS-3, uma estrela anã ultrafria situada a 55 anos-luz da Terra.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta em órbita da sua estrela)

Depois do famoso TRAPPIST-1, SPECULOOS 3 é o segundo sistema planetário descoberto em torno deste tipo de estrela. As estrelas anãs ultrafrias são as estrelas menos massivas do nosso Universo, com um tamanho semelhante ao de Júpiter. Em comparação com o nosso Sol, são duas vezes menos quentes, dez vezes menos massivas e cem vezes menos luminosas. O seu tempo de vida é mais de cem vezes superior ao do Sol, e serão as últimas estrelas a brilhar quando o Universo se tornar frio e escuro. 

Embora sejam muito mais comuns no cosmos do que as estrelas parecidas com o Sol, as estrelas anãs ultrafrias ainda são pouco conhecidas devido à sua baixa luminosidade. Em particular, sabe-se muito pouco sobre os seus planetas, apesar de representarem uma fração significativa da população planetária da Via Láctea. 

O exoplaneta SPECULOOS-3 b realiza uma órbita ao redor da estrela em 17 horas. Os dias e as noites, por outro lado, nunca têm fim. Pensamos que o planeta gira de forma síncrona, de modo a que o mesmo lado, chamado lado diurno, esteja sempre virado para a estrela, tal como a Lua faz para a Terra. Já o lado noturno ficará para sempre na escuridão. 

O projeto SPECULOOS (Search for Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars) foi especialmente concebido para procurar exoplanetas em torno das estrelas anãs ultrafrias mais próximas. Estas estrelas estão espalhadas pelo céu, pelo que é necessário observá-las uma a uma, durante um período de semanas, para se ter uma boa hipótese de detectar planetas em trânsito. Isto requer uma rede dedicada de telescópios robóticos profissionais. 

A estrela SPECULOOS-3 possui uma temperatura média de cerca de 2.600°C. Devido à sua órbita extremamente curta, o planeta recebe quase dezesseis vezes mais energia por segundo do que a Terra recebe do Sol e é, por isso, literalmente bombardeado com radiação altamente energética. A presença de uma atmosfera em torno do planeta é altamente improvável.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Reaberto o mistério de um planeta que não deveria existir

Uma nova investigação poderá ter reavivado o mistério de 8 Ursae Minoris b, um exoplaneta aparentemente condenado que não deveria existir.

© M. Garlick (ilustração de exoplaneta sendo engolido por estrela)

Quando foi descoberto pela primeira vez, o exoplaneta 8 Ursae Minoris b (8 UMi b; também chamado Halla) intrigou os astrônomos. O planeta deveria ter sido engolido pela sua estrela hospedeira quando esta se transformou numa gigante vermelha, mas não havia dúvidas de que o planeta estava lá, puxado resolutamente pela sua estrela quando completava cada órbita de 93 dias. 

Anteriormente, os pesquisadores explicaram esta impossibilidade sugerindo que 8 UMi foi em tempos uma estrela de massa inferior com uma companheira estelar próxima. Quando 8 UMi começou a sua expansão para uma gigante vermelha, engoliu a sua companheira. O subsequente abalo no interior de 8 UMi alterou o seu percurso evolutivo e parou a sua expansão, salvando 8 UMi b de um destino ardente. 

A chave para testar esta hipótese é determinar a idade de 8 UMi: se a estrela for velha, com cerca de 9 bilhões de anos, então o cenário de fusão binária é viável. Se a estrela for jovem, isso tornaria a fusão bastante improvável, e o mistério de 8 UMi b continuará existindo. 

Uma equipe de cientistas estelares liderada por Huiling Chen (Universidade de Pequim) decidiu determinar a idade de 8 UMi. A equipe utilizou informação da posição e dados de fotometria da nave espacial Gaia, bem como um espetro de alta resolução da estrela obtido pelo telescópio de 1,93 metros do Observatório de Haute-Provence, na França. Estas medições permitiram determinar a temperatura da estrela, a gravidade da superfície e a composição química. 

Usando estes dados, estimou-se a idade de 8 UMi com três métodos diferentes: isócronas estelares (relações teóricas entre brilho e temperatura para estrelas com massas diferentes, mas com a mesma idade), cinemática e abundâncias químicas. Os três métodos produziram estimativas de idade na ordem dos 1,9 a 3,5 bilhões de anos, muito mais jovem do que os quase 9 bilhões de anos estimados para o cenário de fusão binária.

A idade recentemente calculada para 8 UMi tornaria extremamente improvável que uma fusão com uma companheira binária fosse responsável por salvar 8 UMi b de ser engolido. Como é que, então, este planeta existe? 

Embora Chen e os seus colaboradores sublinhem que é necessário mais trabalho para resolver o mistério de uma vez por todas, uma das propriedades estelares recentemente obtidas pode fornecer uma explicação: estima-se a massa de 8 UMi em 1,7 massas solares, o que é cerca de 13% maior do que as estimativas anteriores. Esta massa maior poderia significar que 8 UMi é ligeiramente mais compacta do que o esperado, e significaria que o período orbital de 8 UMi b corresponde a uma distância orbital ligeiramente maior, apenas suficientemente grande para o planeta conseguir sobreviver na orla da sua estrela. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: American Astronomical Society

M51 foi moldada pela repetida passagem de uma galáxia satélite

Uma equipe internacional de astrônomos, com a participação do IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), mostra que a galáxia satélite NGC 5195 passou duas vezes pelo disco da Galáxia do Redemoinho (M51), em tempos relativamente recentes, estimulando a formação estelar e definindo a estrutura dos seus braços.

© D. López (M51 e NGC 5194)

A galáxia M51 é uma galáxia espiral dominada por dois braços bem definidos. Descoberta por Charles Messier em 1771, M51 situa-se a cerca de 31 milhões de anos-luz da Terra. Como se vê de face e está relativamente perto, tem sido um objeto de estudo contínuo desde a sua descoberta. É também conhecida pela sua pequena galáxia companheira, NGC 5195, visível perto da extremidade de um dos seus braços. 

Os braços de galáxias espirais como M51 contêm estrelas massivas, jovens e quentes, formadas a partir do gás interestelar pela compressão das ondas de densidade em rotação espiral no disco da galáxia. Estas ondas de densidade são semelhantes às ondas estacionárias dos instrumentos musicais, mas giram em torno do eixo da galáxia em rotação. A sua presença explica a origem dos braços e como podem manter a sua forma durante longos períodos da vida da galáxia. 

Alguns estudos teóricos anteriores mostraram que a estrutura espiral de M51, com os seus dois braços espirais bem definidos e bastante simétricos, poderia dever-se à influência da sua vizinha NGC 5195. A interação entre elas poderia desencadear a formação destes braços e moldar a sua estrutura. 

Em 2010, um grupo de pesquisa da Universidade de Exeter publicou um artigo teórico no qual previu que NGC 5195 tinha passado pelo disco de M51, e sugeriu que poderia ter havido um segundo encontro que teria produzido "dobras" em cada um dos dois braços. Agora, o IAC juntamente com o Observatório Astronómico Nacional da Espanha, e outras instituições do Chile, França e Reino Unido, veio confirmar de forma surpreendente estas previsões, com base em observações precisas de M51 em diferentes bandas de onda e com vários telescópios, no espaço e no solo.

Este trabalho mostra muito claramente que a primeira passagem de NGC 5195 produziu a estrutura de dois braços de M51, afetando mais fortemente a parte interior do disco e o braço sul, enquanto a segunda passagem deu origem às dobras nos braços, com um efeito maior na parte exterior do disco e no braço norte. Os resultados também confirmam o poder das técnicas utilizadas (tanto teóricas como observacionais) que podem ser aplicadas para compreender a história evolutiva dinâmica das galáxias espirais.

No estudo, os pesquisadores utilizaram imagens infravermelhas do arquivo de dados do telescópio espacial Spitzer porque revelam a estrutura dos braços, evitando os efeitos de distorção da poeira interestelar. A velocidade foi analisada em duas dimensões através da emissão óptica do hidrogênio (H-alfa) nas zonas de gás ionizado nas regiões de formação estelar, utilizando um interferômetro Fabry-Perot no Observatório de Mont Mégantic, no Canadá, e da emissão em ondas milimétricas da molécula de CO (monóxido de carbono), emitida nas regiões de gás mais frio, com o interferômetro rádio NOEMA, na França. Atualmente o estudo está sendo ampliado com a obtenção de mapas de velocidade das galáxias utilizando a alta resolução do interferômetro ALMA no Chile. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Anãs brancas e a poluição metálica

As estrelas mortas, conhecidas como anãs brancas, têm uma massa parecida à do Sol, mas têm um tamanho semelhante ao da Terra.

© S. Burrows (órbitas de planetesimais ao redor de anã branca)

A ilustração mostra as órbitas de planetesimais em torno de uma anã branca. Inicialmente, cada planetesimal tem uma órbita circular e prógrada. No início forma um disco excêntrico de detritos com órbitas prógradas (azul) e retrógradas (laranja).

As anãs brancas são comuns na Via Láctea, uma vez que 97% das estrelas estão destinadas a tornar-se anãs brancas. Quando as estrelas chegam ao fim das suas vidas, os seus núcleos colapsam na densa bola de uma anã branca, fazendo com que a nossa Galáxia pareça um cemitério etéreo. 

Apesar da sua prevalência, a composição química destes remanescentes estelares tem permanecido um enigma para durante anos. A presença de elementos metálicos pesados, tais como: silício, magnésio e cálcio, na superfície de muitos destes objetos compactos é uma descoberta intrigante que desafia as nossas expectativas do comportamento estelar.

Sabemos que se estes metais pesados estiverem presentes na superfície da anã branca, esta é suficientemente densa para que estes metais pesados se colapsem rapidamente em direção ao núcleo. Embora as anãs brancas possam consumir vários objetos próximos, como cometas ou asteroides, as complexidades deste processo ainda não foram totalmente exploradas. No entanto, este comportamento pode ser a chave para desvendar o mistério da composição metálica de uma anã branca, levando potencialmente a revelações interessantes sobre a dinâmica das anãs brancas. 

Usando simulações em computador, os pesquisadores simularam a anã branca recebendo um "pontapé natal" durante a sua formação (o que já foi observado), causado por uma perda de massa assimétrica, alterando o seu movimento e a dinâmica de qualquer material circundante. Em 80% dos testes foram observados que a partir deste pontapé, as órbitas dos cometas e asteroides num raio de 30 a 240 UA da anã branca (correspondente à distância Sol-Netuno e mais além) se tornaram alongadas e alinhadas. Além disso, cerca de 40% dos planetesimais capturados subsequentemente provêm de órbitas retrógradas. 

Os pesquisadores também alargaram as suas simulações para examinar a dinâmica da anã branca após 100 milhões de anos. Descobriram que os planetesimais próximos da anã branca continuavam a ter órbitas alongadas e a mover-se como uma unidade coerente, um resultado nunca antes visto. 

Estes resultados explicam porque é que os metais pesados se encontram na superfície de uma anã branca, pois essa anã branca consome continuamente objetos menores no seu caminho. Uma vez que o grupo de de pesquisa se concentra na dinâmica gravitacional, olhar para a gravidade que rodeia as anãs brancas pareceu ser um foco natural de análise. Outros estudos sugeriram que os asteroides e os cometas, os corpos pequenos, podem não ser a única fonte de poluição metálica na superfície das anãs brancas. Por isso, as anãs brancas podem capturar algo maior, como um planeta. 

Estas novas descobertas revelam mais sobre a formação das anãs brancas, o que é importante para compreender como os sistemas solares mudam ao longo de milhões de anos. Ajudam também a esclarecer as origens e a evolução futura do nosso Sistema Solar, revelando mais sobre a química envolvida. A grande maioria dos planetas no Universo acabará por orbitar uma anã branca. É possível que 50% destes sistemas sejam englobados pela sua estrela, incluindo o nosso próprio Sistema Solar. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: University of Colorado

Elusiva luz estelar que rodeia quasares antigos

Os astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology) observaram a luz estelar elusiva que rodeia alguns dos primeiros quasares do Universo.

© NASA (quasar J0148)

Uma imagem, obtida pelo telescópio espacial James Webb, mostra o quasar J0148 no círculo vermelho. Duas inserções mostram, em cima, o buraco negro central, e em baixo, a emissão estelar da galáxia hospedeira.

Os sinais distantes, que remontam a mais de 13 bilhões de anos na infância do Universo, estão revelando pistas sobre a evolução dos primeiros buracos negros e galáxias. Os quasares são os centros fulgurantes de galáxias ativas, que abrigam um buraco negro supermassivo insaciável no seu núcleo. A maioria das galáxias tem um buraco negro central que pode, ocasionalmente, alimentar-se de gás e detritos estelares, gerando uma breve explosão de luz sob a forma de um anel brilhante à medida que o material se aproxima do buraco negro. 

Os quasares, em contraste, podem consumir enormes quantidades de matéria durante períodos de tempo muito mais longos, gerando um anel extremamente brilhante e duradouro, tão brilhante que os quasares estão entre os objetos mais luminosos do Universo. Por serem tão brilhantes, os quasares ofuscam o resto da galáxia em que residem. 

Mas a equipe do MIT conseguiu, pela primeira vez, observar a luz muito mais fraca das estrelas nas galáxias hospedeiras de três quasares antigos. Com base nesta luz estelar esquiva, os pesquisadores estimaram a massa de cada galáxia hospedeira, em comparação com a massa do seu buraco negro supermassivo central. Descobriram que, para estes quasares, os buracos negros centrais eram muito mais massivos em relação às galáxias hospedeiras, em comparação com os seus homólogos modernos. 

As descobertas podem esclarecer como é que os primeiros buracos negros supermassivos se tornaram tão grandes, apesar de terem tido um período de tempo cósmico relativamente curto para crescer. Os resultados implicam que, nos primórdios do Universo, os buracos negros supermassivos podem ter ganho massa antes das galáxias que os acolheram, e as sementes iniciais de buracos negros podem ter sido mais massivas do que atualmente. 

A luminosidade extrema de um quasar tem sido óbvia desde que os astrônomos descobriram estes objetos pela primeira vez na década de 1960. Assumiram então que a luz do quasar provinha de uma única "fonte pontual", semelhante a uma estrela. Os cientistas designaram os objetos por "quasares" (combinação das palavras "quase" e "estelar"). Desde essas primeiras observações, os cientistas aperceberam-se de que os quasares não são, de facto, de origem estelar, mas que emanam da acreção de buracos negros supermassivos, intensamente poderosos e persistentes, situados no centro de galáxias que também abrigam estrelas, que são muito mais tênues em comparação com os seus núcleos ofuscantes. 

Tem sido extremamente difícil separar a luz do buraco negro central de um quasar da luz estelar da galáxia que o acolhe. A tarefa é um pouco como discernir um grupo de pirilampos à volta de um holofote central e gigantesco. Mas, nos últimos anos, os astrônomos têm tido muito mais hipóteses de o fazer com o lançamento do telescópio espacial James Webb, que tem sido capaz de recuar mais no tempo e com uma sensibilidade e resolução muito maiores do que qualquer observatório existente.

Nesse novo estudo, foram observados seis quasares antigos e conhecidos, de forma intermitente, desde o outono de 2022 até à primavera seguinte. A equipe fez um balanço dos dados de imagem recolhidos pelo telescópio espacial James Webb de cada um dos seis quasares distantes, que estimaram ter cerca de 13 bilhões de anos. Esses dados incluíam medições da luz de cada quasar em diferentes comprimentos de onda. 

Foram introduzidos esses dados num modelo que calcula a quantidade de luz que provavelmente provém de uma "fonte pontual" compacta, como o disco de acreção de um buraco negro central, em comparação com uma fonte mais difusa, como a luz das estrelas dispersas que compõem a galáxia hospedeira. Através desta modelação, a equipe separou a luz de cada quasar em dois componentes: a luz do disco luminoso do buraco negro central e a luz das estrelas mais difusas da galáxia hospedeira. A quantidade de luz de ambas as fontes é um reflexo da sua massa total. 

Estima-se que, para estes quasares, a razão entre a massa do buraco negro central e a massa da galáxia hospedeira era de cerca de 1:10. Isto contrasta com o atual equilíbrio de massa de 1:1.000, em que os buracos negros formados mais recentemente são muito menos massivos do que as galáxias que os acolhem.

É o buraco negro que cresce primeiro, e depois a galáxia apanha-o? Ou será que é a galáxia e as suas estrelas que crescem primeiro e que dominam e regulam o crescimento do buraco negro? Vemos que os buracos negros no início do Universo parecem estar crescendo mais depressa do que as galáxias que os acolhem. Esta é uma evidência preliminar de que as sementes iniciais dos buracos negros podem ter sido mais massivas nesse momento. Deve ter havido algum mecanismo que fez com que um buraco negro ganhasse massa mais cedo do que a galáxia que o acolheu nesses primeiros bilhões de anos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Tempestades solares intensas

O Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA registrou duas intensas tempestades geomagnéticas nesta sexta-feira (10) às 22h23 (BRT) e neste sábado às 8h44. As explosões solares continuarão acontecendo até este domingo (12).

© SDO (explosões solares classe X)

As erupções são classificadas como erupções das classes X5.8 e X1.5, respectivamente. A imagem mostra um subconjunto de luz ultravioleta extrema que destaca o material extremamente quente em explosões criadas a partir de uma mistura dos canais AIA 193, 171 e 131 do SDO. Durante os últimos dias, a mancha solar gigante AR3664 disparou várias erupções que produziram ejeções de massa coronal.

Os fenômenos de classe X demonstram explosões mais intensas e o número classifica sua força. Dependendo de como impacta a Terra, essas tempestades podem interromper as comunicações, a energia elétrica, a navegação e as operações de rádio e satélite. Este fenômeno acontece quando há explosões no Sol com influência do campo magnético que expele plasma, ejetando massa coronal para o espaço. 

Elas causam tempestades geomagnéticas quando são direcionadas à Terra, gerando auroras na atmosfera terrestre, que neste incidente foram vistas em vários locais no hemisfério Norte (aurora boreal) e hemisfério Sul (aurora austral).

© AFP (aurora boreal)

A fotografia mostra a aurora boreal registrada em Fusch an der Großglocknerstraße na Áustria.

A maior tempestade solar registrada foi o "evento de Carrington", de 1859, que destruiu a rede telegráfica nos Estados Unidos, provocou descargas elétricas e a aurora boreal foi visível em latitudes inéditas, até a América Central.

As tempestades solares podem impactar algumas tecnologias usadas na superfície do planeta. Embora nem todas as tempestades solares causem grandes impactos, aquelas consideradas intensas podem afetar as operações de comunicação. 

As tempestades solares podem afetar os satélites e outras naves espaciais em órbita, alterando sua orientação ou potencialmente desativando seus componentes eletrônicos. As interações com a ionosfera podem bloquear ou degradar as transmissões de rádio. O clima espacial severo pode comprometer as redes elétricas, causando interferência no controle de tensão e sistemas de proteção.

Fonte: NASA

Um sistema estelar eruptivo revelou os seus segredos

Um grupo incomum de estrelas na constelação de Órion revelou finalmente os seus segredos.

© NRAO (ilustração do fluxo que abastece o sistema binário)

FU Orionis, um sistema estelar duplo, chamou pela primeira vez a atenção dos astrônomos em 1936, quando a estrela central se tornou subitamente 1.000 vezes mais brilhante do que o habitual. Este comportamento, esperado em estrelas moribundas, nunca tinha sido visto numa estrela jovem como FU Orionis. As estrelas FU Orionis têm erupções súbitas, explodindo em brilho, antes de desvanecerem novamente muitos anos mais tarde.

Atualmente, sabe-se que este aumento de brilho se deve ao fato de as estrelas absorverem energia da sua vizinhança através da acreção gravitacional, a principal força que molda as estrelas e os planetas. No entanto, como e porque é que isto acontece tem permanecido um mistério, até agora, graças aos astrônomos que utilizaram o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). 

As observações do ALMA revelaram um longo e fino fluxo de monóxido de carbono caindo sobre FU Orionis. Este gás não parece ter combustível suficiente para sustentar o atual surto. Ao invés, pensa-se que este fluxo de acreção seja um remanescente de uma característica anterior, muito mais significativa, que caiu sobre este jovem sistema estelar. É possível que a interação com um maior fluxo de gás, no passado, tenha causado a instabilidade do sistema e desencadeado o aumento de brilho. 

Os astrônomos usaram várias configurações das antenas ALMA para captar os diferentes tipos de emissão provenientes de FU Orionis e para detectar o fluxo de massa no sistema estelar. Também combinaram novos métodos numéricos para modelar o fluxo de massa como um fluxo de acreção e estimar as suas propriedades. Foram comparadas a forma e a velocidade da estrutura observada com as esperadas de um rasto de gás em queda, e os números fizeram sentido. "A gama de escalas angulares que podemos explorar com um único instrumento é notável. 

O ALMA fornece uma visão abrangente da dinâmica da formação estelar e planetária, desde as grandes nuvens moleculares em que nascem centenas de estrelas, até às escalas mais familiares dos sistemas solares. Estas observações também revelaram um fluxo de monóxido de carbono de movimento lento de FU Orionis. Este gás não está associado à erupção mais recente. Em vez disso, é semelhante aos fluxos observados em torno de outros objetos protoestelares. 

Ao compreender como estas peculiares estrelas FU Orionis são formadas, é possível confirmar o que se conhece sobre como diferentes estrelas e planetas se formam. Pensa-se que todas as estrelas passam por eventos eruptivos. Estes surtos são importantes porque afetam a composição química dos discos de acreção que rodeiam as estrelas nascentes e os planetas que estas acabam por formar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Um asteroide é a "minilua" da Terra?

Os pesquisadores podem ter localizado o local de nascimento de 469219 Kamo'oalewa, um pequeno asteroide que foi descrito como a “minilua” da Terra.

© ESA / ESO (ilustração de um asteroide)

Ao analisar a geologia de Kamo'oalewa e simular diferentes cenários de formação, foram rastreadas até uma cratera de impacto específica no outro lado da Lua. Na sua viagem em torno do Sol, a Terra é acompanhada não só pela Lua, mas também por quase-satélites, objetos que, apesar de não estarem limitados pela gravidade do nosso planeta, co-orbitam com o Sol durante longos períodos de tempo. 

O mais próximo e estável deles é Kamo'oalewa. Este nosso vizinho percorre até 100 vezes a distância da Lua e tem uma taxa de rotação rápida, girando a cada 28 minutos. Com cerca de 36 a 60 metros de diâmetro, é pouco maior que uma rocha. 

Na verdade, depois de ter sido descoberto em 2016 por astrônomos do Observatório Haleakalā, no Havaí, que deram ao objeto o seu nome havaiano, alguns até especularam que poderia ser um pedaço de lixo espacial, remanescente de alguma missão desconhecida; desde então foi estabelecido como natural. 

O asteroide Kamoʻoalewa tem uma órbita ao redor do Sol que o mantém como companheiro constante da Terra.

© NASA / JPL-Caltech (orbita do asteroide Kamoʻoalewa)

Os asteroides como Kamo'oalewa são de interesse para geólogos planetários, pois contêm pistas sobre a história do Sistema Solar. Kamo'oalewa é uma espécie de pedra flutuante de Roseta: uma placa de rocha que, uma vez decifrada, pode desvendar mistérios antigos.

Asteroides de pequeno porte na região de Kamo’oalewa são a porção menos bem compreendida da população destes objetos próximos à Terra. Estudar a formação e evolução destes pequenos corpos fornecerá ligações importantes com os seus homólogos maiores e mais conhecidos e beneficiará a nossa compreensão da formação e evolução da população de asteroides. 

No novo estudo, os astrônomos usaram observações de telescópios terrestres para comparar a refletância, ou seja, a luz refletida da superfície de Kamo'oalewa, com a refletância de amostras de solo recolhidas durante missões lunares, bem como com a de outros asteroides próximos da Terra. Os resultados revelam que Kamo'oalewa tem mais em comum com as amostras lunares, uma semelhança que já havia sido apontada por uma equipe da Universidade do Arizona liderada por Ben Sharkey. 

Tal como a Lua, o asteroide também parece ser composto de olivina, piroxênio ou uma combinação destes minerais, e mostra os efeitos da meteorização espacial. Tudo isto sugere que Kamo'oalewa é de origem lunar: o produto de um impacto antigo. Há milhões de anos, um grande corpo parece ter colidido com a Lua, levantando poeira e detritos. Além de deixar para trás uma cratera, também ejetou alguns fragmentos grandes, como Kamo'oalewa, para o espaço sideral. 

A Lua está repleta de crateras, então a equipe queria diminuir as possibilidades. Eles conduziram simulações para reconstruir eventos de impacto lunar, estimando que tipo de impacto poderia ter produzido um asteroide do tamanho e da órbita de Kamo'oalewa, e qual teria sido o tamanho da cratera resultante. A equipe reduziu ainda mais as crateras candidatas do tamanho exigido com base em sua idade. Kamo'oalewa é mais jovem do que a maioria das crateras da Lua, e acontece que apenas uma cratera poderia ter sido formada no mesmo evento de impacto: uma cratera de 22 quilômetros de largura no outro lado da Lua chamada Giordano Bruno. As observações indicam que as suas propriedades minerais coincidem com as do asteroide. O fato de os cientistas terem conseguido aprender tanto sobre um asteroide usando apenas espectroscopia e técnicas avançadas de modelagem é uma prova do poder desta matéria. 

Duas missões futuras oferecem oportunidades para estudar Kamo'oalewa com mais detalhes e verificar a sua origem. Em 2025, a China lançará o Tianwen-2. Esta espaçonave irá escoltar Kamo'oalewa por alguns meses, fazendo medições de perto, antes de lançar uma sonda para recuperar amostras e trazê-las de volta à Terra. Então, em 2027, a missão NEO Surveyor da NASA deverá ser lançada. 

À medida que estudo avança sobre asteroides próximos da Terra, com o objetivo principal de identificar quaisquer perigos, também poderá ser possível encontrar mais destroços transportados pelo espaço do evento de impacto de Giordano Bruno.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Sky & Telescope

GK Persei: Nova e Nebulosa Planetária

Sabe-se que o sistema estelar GK Persei está associado a apenas duas das três nebulosas retratadas.

© Deep Sky Collective (GK Persei)

A 1.500 anos-luz de distância, Nova Persei 1901 (GK Persei) foi a segunda nova mais próxima já registrada. Bem no centro está uma estrela anã branca, o núcleo sobrevivente de uma antiga estrela semelhante ao Sol. 

Está rodeada pela nebulosa circular do Fogo de Artifício, gás que foi ejetado por uma explosão termonuclear na superfície da anã branca, ou seja, uma nova, conforme registrado em 1901. O gás vermelho brilhante que rodeia a nebulosa do Fogo de Artifício é a atmosfera que costumava rodear a estrela central. Este gás foi expelido antes da nova e aparece como uma nebulosa planetária difusa. O tênue gás cinza que atravessa é um cirro interestelar que parece estar apenas passando coincidentemente. 

Em 1901, a nova de GK Persei tornou-se mais brilhante que Betelgeuse. Da mesma forma, espera-se que o sistema estelar T CrB entre em erupção em uma nova ainda este ano, mas não sabemos exatamente quando nem quão brilhante ela se tornará.

Veja outras informações em Explosão de supernova pode ter grande impacto.

Fonte: NASA