As luzes de uma galáxia espiral barrada

A imagem mostra a ampla e extensa galáxia espiral NGC 4731 obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 4731)

A galáxia NGC 4731 está entre as galáxias do aglomerado de Virgem, na constelação de Virgem, e está localizada a 43 milhões de anos-luz da Terra. 

Esta imagem altamente detalhada foi criada usando seis filtros diferentes. A abundância de cores ilustra as nuvens ondulantes de gás da galáxia, as faixas escuras de poeira, as regiões de formação estelar rosa brilhante e, mais obviamente, a longa barra brilhante com braços arrastados. 

As galáxias espirais barradas superam as espirais regulares e as galáxias elípticas juntas, totalizando cerca de 60% de todas as galáxias. A estrutura da barra visível é o resultado do alinhamento das órbitas das estrelas e do gás na galáxia, formando uma região densa na qual as estrelas individuais entram e saem ao longo do tempo. Este é o mesmo processo que mantém os braços espirais de uma galáxia, mas é um pouco mais misterioso para as barras: as galáxias espirais parecem formar barras nos seus centros à medida que amadurecem, o que explica o grande número de barras que vemos hoje, mas também podem perdê-las à medida que a massa acumulada ao longo da barra se torna instável.

Os padrões orbitais e as interações gravitacionais dentro de uma galáxia que sustentam a barra também transportam matéria e energia para ela, alimentando a formação de estrelas. Na verdade, o programa de observação que estuda NGC 4731 procura investigar este fluxo de matéria nas galáxias. Além da barra, os braços espirais da NGC 4731 estendem-se muito além dos limites desta visão aproximada do Hubble. Pensa-se que os braços alongados da galáxia resultam de interações gravitacionais com outras galáxias próximas no aglomerado de Virgem.

Fonte: ESA

Medindo a rotação de um buraco negro supermassivo

Os astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da NASA e de outras instituições têm uma nova forma de medir a velocidade de rotação de um buraco negro, utilizando as consequências do seu abastecimento estelar.

© MIT (animação da rotação de buraco negro supermassivo)

O método usa um evento de perturbação de marés de um buraco negro, um momento de brilho intenso em que um buraco negro exerce marés sobre uma estrela próxima e a desfaz em pedaços. À medida que a estrela é perturbada pelas imensas forças de maré do buraco negro, metade da estrela é destruída, enquanto a outra metade é lançada em torno do buraco negro, gerando um disco de acreção intensamente quente de material estelar em rotação.

A equipa demonstrou que a oscilação do recém-criado disco de acreção é fundamental para determinar a rotação inerente ao buraco negro central. Num estudo, os astrônomos mediram a rotação de um buraco negro supermassivo próximo, seguindo o padrão de flashes de raios X que o buraco negro produziu imediatamente a seguir a um evento de perturbação de marés. Os flashes foram seguidos durante vários meses e determinou que eram provavelmente um sinal de um disco de acreção brilhante e quente que oscilava para trás e para a frente à medida que era empurrado e puxado pela rotação do próprio buraco negro. 

Ao rastrear a forma como a oscilação do disco se alterava ao longo do tempo, os cientistas puderam calcular o quanto o disco estava sendo afetado pela rotação do buraco negro e, por sua vez, a que velocidade o próprio buraco negro estava girando. A análise mostrou que o buraco negro girava a menos de 25% da velocidade da luz, relativamente lento, no que diz respeito aos buracos negros. 

Cada buraco negro tem uma rotação inerente que foi moldada pelos seus encontros cósmicos ao longo do tempo. Se, por exemplo, um buraco negro cresceu principalmente por acreção, breves instâncias em que algum material cai no disco, isso faz com que o buraco negro gire a velocidades bastante elevadas. Em contraste, se um buraco negro cresce principalmente por fusão com outros buracos negros, cada fusão pode tornar o processo mais lento, uma vez que a rotação de um buraco negro interfere na rotação do outro. Quando um buraco negro gira, arrasta consigo o espaço-tempo que o rodeia. 

Este efeito de arrasto é um exemplo da precessão de Lense-Thirring, uma teoria de longa data que descreve as formas como campos gravitacionais extremamente fortes, como os gerados por um buraco negro, podem puxar o espaço e o tempo circundantes. O efeito de arrasto de referenciais foi primeiramente derivado da teoria da relatividade geral em 1918 pelos físicos austríacos Joseph Lense e Hans Thirring. 

Normalmente, este efeito não seria óbvio à volta dos buracos negros, uma vez que os objetos massivos não emitem luz. Mas, nos últimos anos, os físicos propuseram que, em casos como o de um evento de perturbação de marés, ou TDE (sigla inglesa para "tidal disruption event"), os cientistas poderiam ter a hipótese de seguir a luz dos detritos estelares à medida que estes são arrastados, é possível obter a rotação do buraco negro. Em particular, durante um TDE, os cientistas preveem que uma estrela pode cair num buraco negro a partir de qualquer direção, gerando um disco de material branco e quente que pode estar inclinado, ou desalinhado, em relação à rotação do buraco negro. Quando o disco encontra a rotação do buraco negro, ele oscila à medida que o buraco negro o puxa para o alinhamento. Eventualmente, a oscilação diminui à medida que o disco se acomoda na rotação do buraco negro. Os cientistas previram que a oscilação do disco de um TDE deveria, portanto, ser uma assinatura mensurável da rotação do buraco negro.

Em fevereiro de 2020, os astrônomos detectaram AT2020ocn, um flash brilhante, emanando de uma galáxia a cerca de um bilhão de anos-luz de distância, que foi inicialmente detectado na banda óptica pelo ZTF (Zwicky Transient Facility). Nos dados ópticos, o clarão parecia ser o primeiro momento após um TDE. Sendo ambos brilhantes e relativamente próximos, suspeitou-se que o TDE poderia ser o candidato ideal para procurar sinais da oscilação do disco e possivelmente medir a rotação do buraco negro no centro da galáxia hospedeira.

A equipe descobriu que o telescópio NICER (Neutron star Interior Composition ExploreR) da NASA foi capaz de captar o TDE e de o observar continuamente durante meses. O NICER é um telescópio de raios X instalado na Estação Espacial Internacional que mede a radiação em torno de buracos negros e outros objetos gravitacionais extremos. Com a entrada em funcionamento de novos telescópios, como o Observatório Rubin, nos próximos anos, é previsto mais oportunidades para determinar a rotação dos buracos negros.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

A natureza de uma borboleta cósmica gigante é revelada

Astrônomos descobriram o que é provavelmente o maior disco de formação de planetas já visto, que aparece como uma borboleta cósmica gigante no céu noturno.

© SAO / Pan-STARRS (IRAS 23077)

Esta descoberta oferece uma nova visão sobre os ambientes onde os planetas se formam. Oficialmente conhecida como IRAS 23077+6707 (IRAS 23077, para abreviar), esta borboleta cósmica gigante está a cerca de 1.000 anos-luz da Terra e foi inicialmente descoberta em 2016 por Ciprian T. Berghea do Observatório Naval dos EUA usando o Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS). No entanto, durante anos permaneceu descaracterizada. 

Dois novos artigos revelaram agora a verdadeira natureza de IRAS 23077. Um artigo, liderado por Berghea e aceito para publicação no The Astrophysical Journal Letters, relata a descoberta de que IRAS 23077 é uma estrela jovem localizada no meio do que parecia ser um planeta se formando num enorme disco. No segundo artigo, publicado neste mês no The Astrophysical Journal Letters, os pesquisadores confirmam a descoberta de um grande disco de formação planetária, utilizando o Submillimeter Array (SMA). 

O SMA é um conjunto de telescópios no Havaí operados em conjunto pelo Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) no Centro para Astrofísica do Harvard & Smithsonian (CfA) e o Instituto Academia Sinica de Astronomia e Astrofísica (ASIAA) em Taiwan. Ele detecta luz em comprimentos de onda milimétricos, um tipo de onda de rádio.

O maior disco de formação planetária alguma vez descoberto é extremamente rico em poeira e gás, que são os blocos de construção dos planetas. Os discos formadores de planetas, denominados discos protoplanetários são berçários planetários nos quais planetas rochosos como a Terra e Marte, e planetas gigantes como Júpiter e Saturno se formam em torno de estrelas jovens. São ricos em poeira e gás e possuem uma assinatura específica que possibilita usar para inferir os seus tamanhos e as massas das suas estrelas centrais. Alguns discos de formação de planetas são "de lado", o que significa que são orientados de tal forma que seus próprios discos ricos em poeira e gás obscurecem completamente a luz emitida por sua estrela progenitora, como é o caso de IRAS 23077. 

Embora suas estrelas possam estar envoltas, as assinaturas de poeira e gás dos discos circundantes ainda podem ser brilhantes em comprimentos de onda milimétricos, conforme obtido pelo SMA. Os dados do SMA fornecem a prova definitiva de que se trata de um disco e, juntamente com a estimativa da distância do sistema, de que está girando em torno de uma estrela provavelmente duas a quatro vezes mais massiva que o nosso próprio Sol. 

A partir dos dados do SMA também foi possível pesar a poeira e o gás neste berçário planetário, que tem material suficiente para formar muitos planetas gigantes e a distâncias 300 vezes superiores à distância entre o Sol e Júpiter!

Um estudo mais aprofundado do IRAS 23077 é necessário para investigar as possíveis rotas para a formação de planetas nestes ambientes extremamente jovens, e como estas podem ser comparadas com as populações de exoplanetas observadas em torno de estrelas distantes, mais massivas que o nosso Sol. 

O IRAS 23077 foi inicialmente denominado "Chivito do Drácula" por Ciprian Berghea, que cresceu na região da Transilvânia, na Romênia, perto de onde Vlad Drácula morava. Em analogia ao famoso objeto “Hambúrguer de Gomez”, que é outro enorme disco de formação planetária visto de lado, ele foi batizado com o nome de um sanduíche tipo hambúrguer do Uruguai, o “chivito”.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto novo método para encontrar as primeiras estrelas

Um recente estudo realizado na Universidade de Hong Kong descobriu um novo método para detectar estrelas de primeira geração, conhecidas como estrelas da População III, que nunca foram detectadas diretamente.

© STScI (ilustração de estrela sendo despedaçada por buraco negro)

Estas potenciais descobertas acerca das estrelas da População III prometem desvendar os segredos da origem do Universo e proporcionar uma compreensão mais profunda da notável viagem desde o cosmos primordial até ao mundo que habitamos atualmente. 

Pouco depois do Big Bang ter dado início ao Universo, começaram a formar-se as primeiras estrelas, compostas principalmente por hidrogênio e hélio. As propriedades destas estrelas de primeira geração, População III, são muito diferentes das estrelas como o nosso Sol ou mesmo das que se estão se formando atualmente. Eram tremendamente quentes, gigantescas em tamanho e massa, mas de vida muito curta. As estrelas da População III são as primeiras "fábricas" a sintetizar a maior parte dos elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio que nos rodeiam atualmente. São também muito importantes para a formação das gerações posteriores de estrelas e galáxias. 

No entanto, até agora não houve detecções diretas e convincentes de estrelas da População III, uma vez que estas estrelas formadas no início do Universo estão muito longe e são demasiado tênues para qualquer um dos telescópios no solo ou no espaço.

Pela primeira vez, os cientistas da Universidade de Hong Kong descobriram um novo método para detectar estas primeiras estrelas no Universo primitivo. Um estudo recente, liderado pelo grupo de pesquisa da Professora Jane Lixin Dai, propôs que uma estrela da População III pode ser desfeita em pedaços pelas forças de maré caso entre na vizinhança de um buraco negro massivo. 

Num tal evento de perturbação de marés (com a sigla inglesa "TDE", "Tidal Disruption Event") o buraco negro é abastecido com os detritos estelares e produz clarões muito luminosos. Os pesquisadores estudaram o complexo processo físico envolvido e demonstraram que estes surtos podem brilhar através de bilhões de anos-luz para chegar até nós hoje. Mais importante ainda, descobriram que as assinaturas únicas destas erupções de TDEs podem ser usadas para identificar a existência de estrelas da População III e obter informações sobre as suas propriedades. 

Como os fótons energéticos viajam uma distância muito grande, a escala de tempo da erupção será esticada devido à expansão do Universo. Estes surtos de TDEs aumentam e decaem durante um período de tempo muito longo, o que os distingue dos TDEs de estrelas do tipo solar no Universo próximo. Curiosamente, não só as escalas de tempo das explosões são alongadas, como também o seu comprimento de onda. A luz visível e ultravioleta emitida pela TDE será transferida para emissões infravermelhas quando atingir a Terra. 

As duas missões emblemáticas da NASA, o telescópio espacial James Webb e o futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman, possuem a capacidade de observar estas emissões infravermelhas a grandes distâncias, servindo como uma descoberta indireta das estrelas da População III e desvendando os mistérios do início do Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

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