Uma espantosa fusão entre quasar e galáxia no Universo distante

Um grupo internacional de pesquisa liderado pelo INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), na Itália, e composto por 34 institutos e universidades de todo o mundo, utilizou o instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) a bordo do telescópio espacial James Webb (JWST) para testemunhar a interação dramática entre um quasar no interior do sistema PJ308-21 e duas massivas galáxias satélites no Universo distante.

© INAF (mapa das linhas de emissão no sistema PJ308-21)

Mapa das linhas de emissão do hidrogênio (em vermelho e azul) e oxigênio (em verde) no sistema PJ308-21, visto depois de ocultar artificialmente a luz do quasar central. As diferentes cores da galáxia hospedeira do quasar e das galáxias companheiras neste mapa revelam as propriedades físicas do gás no seu interior. A descrição 5 kpc é 5 x 10³ parsec (1 pc = 3.086 × 10¹³ km).

As observações, realizadas em setembro de 2022, revelaram detalhes sem precedentes e inspiradores, fornecendo novos conhecimentos sobre o crescimento das galáxias no início do Universo. 

Os resultados foram apresentados durante a reunião da Sociedade Astronômica Europeia (EAS) em Pádua (Itália). As observações deste quasar (já descrito pelos mesmos autores num outro estudo publicado em maio passado), um dos primeiros estudados com o NIRSpec quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos (desvio para o vermelho z=6,2342), revelaram dados de qualidade sensacional: o instrumento captou o espectro do quasar com uma incerteza inferior a 1% por pixel. 

A galáxia hospedeira de PJ308-21 apresenta uma elevada metalicidade (que se refere à abundância de elementos químicos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio) e condições de fotoionização típicas de um núcleo galáctico ativo (NGA), enquanto uma das galáxias satélite apresenta uma baixa metalicidade e fotoionização induzida pela formação estelar; uma metalicidade mais elevada caracteriza a segunda galáxia satélite, que é parcialmente fotoionizada pelo quasar. 

A descoberta permitiu a determinação da massa do buraco negro supermassivo no centro do sistema (cerca de 2 bilhões de massas solares). Também confirmou que tanto o quasar como as galáxias circundantes são altamente evoluídos em termos de massa e enriquecimento de metais, e estão em constante crescimento. Este fato tem implicações profundas para a nossa compreensão da história cósmica e da evolução química das galáxias, realçando o impacto transformador desta prospecção. 

As observações foram efetuadas no modo de espectroscopia de campo integral: para cada pixel de imagem, pode ser observado o espectro de toda a banda óptica, desviado para o infravermelho devido à expansão do Universo. Isto permite o estudo de vários rastreadores de gás (linhas de emissão) utilizando uma abordagem 3D. Por intermédio desta técnica foram detectadas emissões espacialmente alargadas de diferentes elementos, que foram utilizadas para estudar as propriedades do meio interestelar ionizado, incluindo a fonte e a intensidade do campo de radiação fotoionizante, a metalicidade, o obscurecimento da poeira, a densidade e a temperatura dos elétrons e o ritmo de formação estelar. Além disso, os pesquisadores detectaram marginalmente a emissão de luz estelar associada a fontes companheiras.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Istituto Nazionale di Astrofisica

Simulação cósmica revela como os buracos negros crescem e evoluem

Uma equipe de astrofísicos liderada pelo Caltech (Instituto de Tecnologia da Califórnia) conseguiu, pela primeira vez, simular a viagem do gás primordial que data do início do Universo até à fase em que é arrastado para um disco de material que alimenta um único buraco negro supermassivo.

© Caltech (simulação mostra um buraco negro supermassivo)

A nova simulação de computador põe em causa as ideias que os astrônomos tinham sobre esses discos desde a década de 1970 e abre caminho a novas descobertas sobre a forma como os buracos negros e as galáxias crescem e evoluem.

A nova simulação marca o culminar de vários anos de trabalho de duas grandes colaborações iniciadas no Caltech. A primeira colaboração, designada por FIRE (Feedback in Realistic Environments), centrou-se nas maiores escalas do Universo, estudando questões como a formação das galáxias e o que acontece quando estas colidem. A outra, denominada STARFORGE, foi concebida para examinar escalas muito menores, incluindo a maneira como as estrelas se formam em nuvens de gás individuais.

Mas havia uma grande lacuna entre as duas. Para analisar esta diferença, os pesquisadores construíram uma simulação com uma resolução mais de 1.000 vezes superior à melhor neste campo. A simulação revelou que os campos magnéticos desempenham um papel muito mais importante do que se pensava na formação e definição dos enormes discos de material que giram em torno e alimentam os buracos negros supermassivos.

À medida que o gás e a poeira são puxados pela enorme gravidade destes buracos negros, não são imediatamente sugados. Em vez disso, o material forma primeiro um disco que gira rapidamente, chamado disco de acreção. E quando o material está prestes a cair, irradia uma enorme quantidade de energia, brilhando com uma luminosidade extrema no Universo. Mas ainda não se sabe muito sobre estes buracos negros supermassivos ativos, chamados quasares, e como se formam e comportam os discos que os alimentam. Embora os discos em torno de buracos negros supermassivos já tenham sido fotografados anteriormente, o EHT (Event Horizon Telescope) fotografou discos em torno de buracos negros no coração da Via Láctea em 2022 e em Messier 87 em 2019; estes discos estão muito mais próximos e são mais calmos do que os existentes em torno dos quasares. 

Para visualizar o que acontece em volta destes buracos negros mais ativos e distantes, os astrofísicos recorrem a simulações em supercomputadores. Alimentam milhares de processadores que trabalham em paralelo com informações sobre a física que atua nestes cenários galácticos; desde as equações básicas que regem a gravidade até à forma de tratar a matéria escura e as estrelas. Afinal, as estrelas afetam o que as rodeia. Emitem radiação que pode aquecer ou empurrar o gás circundante. Sopram ventos como o vento solar criado pelo nosso próprio Sol, que pode varrer material. Explodem como supernovas, por vezes lançando material para fora das galáxias ou alterando a química do seu ambiente. Assim, os computadores têm de conhecer todos os meandros da evolução estelar, uma vez que regula o número de estrelas que uma galáxia pode efetivamente formar. 

A equipa liderada pelo Caltech utilizou um código a que chamaram GIZMO para os projetos de simulação em grande e pequena escala. O mais importante é que construíram o projeto FIRE de modo a que toda a física que lhe adicionassem pudesse funcionar com o projeto STARFORGE e vice-versa. Isto permitiu aos cientistas simular um buraco negro com uma massa cerca de 10 milhões de vezes superior à do nosso Sol, começando no início do Universo. A simulação aproxima-se desse buraco negro no momento em que um fluxo gigante de material é arrancado de uma nuvem de gás com formação estelar e começa a girar em torno do buraco negro supermassivo. A simulação pode continuar se aproximando, resolvendo uma área mais fina em cada passo, à medida que segue o gás no seu caminho em direção ao buraco negro. 

Em dois influentes artigos científicos da década de 1970, que descreviam os discos de acreção que alimentam os buracos negros supermassivos, os cientistas assumiram que a pressão térmica, a alteração da pressão causada pela mudança de temperatura do gás nos discos, desempenhava o papel dominante na prevenção do colapso desses discos sob a enorme gravidade que sofrem perto do buraco negro. Reconheceram que os campos magnéticos podem ter um papel menor em ajudar a sustentar os discos. Em contrapartida, a nova simulação revelou que a pressão dos campos magnéticos desses discos era 10.000 vezes superior à pressão do calor do gás. Assim, os discos são quase completamente controlados pelos campos magnéticos. 

Os campos magnéticos têm muitas funções, uma das quais é sustentar os discos e tornar o material fofo. Esta constatação altera uma série de previsões que os cientistas podem fazer sobre esses discos de acreção, tais como a sua massa, a densidade e espessura que devem ter, a rapidez com que o material deve ser capaz de se deslocar deles para um buraco negro e até a sua geometria (por exemplo, se os discos podem ter deformações). 

Para o futuro, espera-se que esta nova capacidade de colmatar a lacuna entre as escalas das simulações cosmológicas abra muitas novas vias de investigação. Por exemplo, o que acontece em pormenor quando duas galáxias se fundem? Que tipos de estrelas se formam nas regiões densas das galáxias, onde as condições são diferentes das da vizinhança do nosso Sol? Qual terá sido o aspecto da primeira geração de estrelas no Universo?

Um artigo foi publicado no The Open Journal of Astrophysics.

Fonte: California Institute of Technology

Porque é que parece que estamos sozinhos na Via Láctea?

Uma nova pesquisa sugere uma explicação geológica para o fato de não terem sido encontradas evidências conclusivas da existência de civilizações extraterrestres avançadas, apesar da equação de Drake prever que deveriam existir muitas civilizações deste tipo na nossa Galáxia, capazes de comunicar conosco.

© Copilot Designer (imagem gerada por inteligência artificial de um exoplaneta habitado)

A pesquisa realizada pelo Dr. Robert Stern, geocientista da Universidade do Texas em Dallas, e o Dr. Taras Gerya, professor de Ciências da Terra no ETH (Eidgenössische Technische Hochschule) em Zurique, propõem que, em planetas com vida, é essencial, para a evolução de civilizações ativas e comunicativas, a presença de oceanos e continentes, bem como de placas tectônicas a longo prazo. Os pesquisadores concluem que a provável escassez destes três requisitos, em exoplanetas, diminuiria significativamente o número esperado de civilizações extraterrestres na Via Láctea.

A vida existe na Terra há cerca de 4 bilhões de anos, mas organismos complexos como os animais só apareceram há cerca de 600 milhões de anos, ou seja, pouco tempo depois do início do episódio moderno das placas tectônicas. 

Em 1961, o astrónomo Dr. Frank Drake concebeu uma equação em que vários fatores são multiplicados para estimar o número de civilizações inteligentes na Via Láctea capazes de evidenciar a sua presença aos humanos: 

N = R* x fp x ne x fl x fi x fc x L 

N - o número de civilizações da Via Láctea cujas emissões eletromagnéticas (ondas de rádio, etc.) são detectáveis;

R* - o número de estrelas formadas anualmente;

fp - a fração dessas estrelas com sistemas planetários;

ne - o número de planetas por sistema solar com um ambiente adequado à vida;

fl - a fração de planetas adequados em que a vida realmente aparece;

fi - a fração de planetas com vida em que surge vida inteligente;

fc - a fração de civilizações que desenvolvem uma tecnologia que produz sinais detectáveis da sua existência;

L - o período médio de tempo (anos) em que essas civilizações produzem esses sinais.

A atribuição de valores às sete variáveis tem sido um jogo de adivinhação, levando a previsões de que tais civilizações devem ser comuns. Mas se isso é verdade, porque é que não existem evidências conclusivas da sua existência? Esta contradição é conhecida como o paradoxo de Fermi, nome dado em homenagem ao Dr. Enrico Fermi, físico nuclear e Prêmio Nobel de Física, que colocou informalmente tal questão. 

No seu estudo, Stern e Gerya propõem o aperfeiçoamento de uma das incógnitas da equação de Drake - fi, a fração de planetas com vida em que surge vida inteligente - para ter em conta a necessidade de grandes oceanos e continentes e a existência de placas tectônicas, há mais de 500 milhões de anos, nesses planetas. Na formulação original, pensava-se que esta incógnita era quase 1, ou 100%; isto é, em todos os planetas com vida a evolução avançaria e, com tempo suficiente, se transformaria numa civilização inteligente. 

As placas tectônicas é uma teoria científica formulada no final da década de 1960 que afirma que a crosta e o manto superior da Terra estão divididos em pedaços móveis, ou placas, que se movem muito lentamente. No nosso Sistema Solar, apenas um dos quatro corpos rochosos com deformação da superfície e atividade vulcânica, a Terra, tem placas tectônicas. Três outros corpos: Vênus, Marte e a lua de Júpiter, Io, estão ativamente deformados e têm vulcões jovens, mas não têm placas tectônicas. Dois outros corpos rochosos: Mercúrio e a Lua, não têm essa atividade e estão tectonicamente mortos.

À medida que as placas tectônicas se movem, estas chocam ou afastam-se umas das outras, formando estruturas geológicas como montanhas, vulcões e oceanos, que também permitem o desenvolvimento de padrões meteorológicos e climáticos moderados. Através do intemperismo, os nutrientes são liberados nos oceanos. Ao criar e destruir habitats, as placas tectônicas exercem uma pressão ambiental moderada, mas incessante, sobre as espécies, para que evoluam e se adaptem. 

Os pesquisadores também avaliaram a importância da presença duradoura de grandes massas de terra e de oceanos para a evolução que levou a uma espécie ativa e capaz de comunicar. Eles propuseram uma revisão da equação de Drake que define "fi" como o produto de dois termos: foc, a fração de exoplanetas habitáveis com continentes e oceanos significativos, e fpt, a fração de planetas que tiveram placas tectônicas de longa duração.

Com base na sua análise, a fração de exoplanetas com um volume ideal de água é provavelmente muito pequena. Estimam que o valor de foc varia entre 0,0002 e 0,01. Da mesma forma, as placas tectônicas com uma duração superior a 500 milhões de anos é também altamente incomum, o que leva a uma estimativa de fpt inferior a 0,17. Quando esses fatores são multiplicados, obtem-se uma estimativa refinada de fi que é muito pequena, entre 0,003% e 0,2%, em vez de 100%. Isto explica a extrema raridade de condições planetárias favoráveis ao desenvolvimento de vida inteligente na Via Láctea e possivelmente resolve o paradoxo de Fermi. 

Um artigo foi publicado na edição online da revista Scientific Reports. 

Fonte: University of Texas

Um buraco negro de massa inexplicável

Ao perscrutar os primórdios do Universo com 13,8 bilhões de anos, o telescópio espacial James Webb detectou uma galáxia tal como existia apenas 700 milhões de anos após o Big Bang.

© T. Müller (ilustração de região brilhante em torno de um quasar)

É surpreendente como é que o buraco negro no seu centro podia já ter bilhões de vezes a massa do Sol quando o Universo estava ainda na sua infância. As observações do James Webb foram concebidas para analisar mais de perto o mecanismo de alimentação, mas não encontraram nada de extraordinário. 

Aparentemente, os buracos negros já estavam crescendo de uma forma semelhante à atual. Mas o resultado é ainda mais significativo: pode mostrar que os astrônomos sabem menos sobre a formação das galáxias do que pensavam. E, no entanto, as medições não são de modo algum decepcionantes. Pelo contrário. Os primeiros bilhões de anos da história cósmica constituem um desafio: os primeiros buracos negros conhecidos nos centros das galáxias têm massas surpreendentemente grandes. Como é que se tornaram tão massivos, tão rapidamente? As novas observações aqui descritas fornecem fortes evidências contra algumas explicações propostas, nomeadamente contra um "modo de alimentação ultraeficaz" para os primeiros buracos negros. 

As estrelas e as galáxias mudaram enormemente ao longo dos últimos 13,8 bilhões de anos, o tempo de vida do Universo. As galáxias tornaram-se maiores e adquiriram mais massa, quer consumindo o gás circundante, quer ocasionalmente fundindo-se umas com as outras. Durante muito tempo, foi assumido que os buracos negros supermassivos nos centros das galáxias teriam crescido gradualmente juntamente com as próprias galáxias. Mas o crescimento dos buracos negros não pode ser arbitrariamente rápido. A matéria que cai sobre um buraco negro forma um disco de acreção rodopiante, quente e brilhante. Quando isto acontece em torno de um buraco negro supermassivo, o resultado é um núcleo galáctico ativo. Os objetos mais brilhantes, conhecidos como quasares, estão entre os objetos astronômicos mais brilhantes de todo o cosmos. Mas esse brilho limita a quantidade de matéria que pode cair sobre o buraco negro: a luz exerce uma pressão que pode impedir a entrada de matéria adicional.

Foi por isso que os astrônomos ficaram surpreendidos quando, nos últimos vinte anos, as observações de quasares distantes revelaram buracos negros muito jovens que, no entanto, tinham atingido massas tão elevadas como 10 bilhões de massas solares. A luz leva tempo para viajar de um objeto distante até nós, pelo que olhar para objetos distantes significa olhar para um passado longínquo. Vemos os quasares mais distantes conhecidos tal como eram numa época conhecida como "amanhecer cósmico", menos de um bilhão de anos após o Big Bang, quando se formaram as primeiras estrelas e galáxias. 

Explicar estes primeiros buracos negros massivos é um desafio considerável para os atuais modelos de evolução das galáxias. Será que os primeiros buracos negros eram muito mais eficientes acretando gás do que os seus homólogos atuais? Ou poderá a presença da poeira afetar as estimativas de massa dos quasares de tal forma que os pesquisadores sobrestimam as massas dos primeiros buracos negros? 

Decidir qual das explicações está correta requer uma imagem mais completa dos quasares do que a que existia anteriormente. Com o advento do telescópio espacial James Webb, e mais concretamente do seu instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument), a capacidade dos astrônomos para estudar quasares distantes deu um salto gigantesco. Para medir os espectros de quasares distantes, o MIRI é 4.000 vezes mais sensível do que qualquer outro instrumento anterior. 

Em 2019, foi observado o quasar mais distante conhecido, um objeto que tem a designação J1120+0641. Em janeiro de 2023, durante o primeiro ciclo de observações do James Webb,foi efetuado o primeiro estudo no infravermelho médio de um quasar no período do amanhecer cósmico, apenas 770 milhões de anos após o Big Bang (desvio para o vermelho z=7). A informação não provém de uma imagem, mas de um espectro: a decomposição da luz do objeto em componentes de diferentes comprimentos de onda, semelhante a um arco-íris.

A forma geral do espectro no infravermelho médio codifica as propriedades de um grande toróide de poeira que rodeia o disco de acreção nos quasares típicos. Este toróide ajuda a guiar a matéria para o disco de acreção, "alimentando" o buraco negro. Uma diferença  notável é que nenhum modelo de crescimento rápido dos quasares antigos previa: a temperatura da poeira é um pouco mais elevada, cerca de 100 K mais quente do que os 1.300 K encontrados para a poeira mais quente em quasares menos distantes. A parte de menor comprimento de onda do espectro, dominada pelas emissões do próprio disco de acreção, mostra que para observadores distantes, a luz do quasar não é obscurecida por mais poeira do que o habitual. 

A região de linhas largas do quasar, onde aglomerados de gás orbitam o buraco negro a velocidades próximas da velocidade da luz, o que permite deduzir a massa do buraco negro e a densidade e ionização da matéria circundante, também parece normal. Em quase todas as propriedades que podem ser deduzidas do espectro, J1120+0641 não é diferente dos quasares de épocas posteriores. 

Aparentemente, não só os buracos negros supermassivos, mas também os seus mecanismos de alimentação já estavam completamente "maduros" quando o Universo tinha apenas 5% da sua idade atual. Ao excluir uma série de soluções alternativas, os resultados apoiam fortemente a ideia de que os buracos negros supermassivos começaram com massas consideráveis desde o início. Os buracos negros supermassivos não se formaram a partir de remanescentes de estrelas primitivas, que depois se tornaram massivos muito rapidamente. Devem ter-se formado cedo, com massas iniciais de pelo menos cem mil massas solares, presumivelmente através do colapso de nuvens massivas de gás. 

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Três potenciais super-Terras em torno de uma estrela próxima

Os astrônomos descobriram três potenciais "super-Terras" em órbita de uma estrela anã laranja relativamente próxima.

© S. Samanta (ilustração do sistema estelar HD 48498)

Esta descoberta inovadora foi feita por uma equipe internacional de pesquisadores liderada pela Dra. Shweta Dalal da Universidade de Exeter, Inglaterra. Os exoplanetas estão orbitando a estrela HD 48498, localizada a cerca de 55 anos-luz da Terra. Uma anã laranja é uma estrela de classe K da sequência principal. Estes planetas completam uma órbita em torno da sua estrela hospedeira a cada 7, 38 e 151 dias terrestres, respectivamente.

Nomeadamente, o candidato mais externo a exoplaneta reside na zona habitável da sua estrela hospedeira, onde as condições poderiam permitir a existência de água líquida. Esta região é considerada ideal para potencialmente suportar vida. 

Os cientistas sublinham a importância desta descoberta, referindo que esta estrela laranja é algo semelhante ao nosso Sol e representa o sistema planetário mais próximo com uma Super-Terra na zona habitável em torno de uma estrela parecida com o Sol. 

Estas potenciais super-Terras, planetas com uma massa superior à da Terra mas significativamente inferior à dos gigantes gelados do Sistema Solar, Urano e Netuno, foram identificadas através do programa HARPS-N Rocky Planet Search. Ao longo de uma década, a equipe recolheu cerca de 190 medições altamente precisas de velocidade radial usando o espectrógrafo HARPS-N montado no TNG (Telescopio Nazionale Galileo) de 3,58 metros no Observatório Roque de los Muchachos em La Palma, Canárias. 

As medições da velocidade radial, que acompanham os movimentos sutis da estrela causados pelos planetas em órbita, são cruciais para estas descobertas. Ao analisar o espectro da luz estelar, os astrônomos podem determinar se esta está se movendo na nossa direção (desvio para o azul) ou para longe de nós (desvio para o vermelho). 

Para garantir a precisão das suas descobertas, a equipe utilizou várias metodologias e análises comparativas. A pesquisa revelou três candidatos planetários com massas mínimas que variam entre 5 e 11 vezes a da Terra. Isto sugere que a proximidade da estrela, combinada com a órbita favorável do planeta mais exterior, faz deste sistema um alvo promissor para futuras imagens diretas de alto contraste e estudos espectroscópicos de alta resolução. 

Esta descoberta realça a importância do monitoramento a longo prazo e de técnicas avançadas para desvendar os segredos de sistemas estelares distantes, abrindo novas portas do potencial da vida para além do nosso Sistema Solar.

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

Fonte: University of Exeter

O misterioso "círculo de rádio estranho" de Cloverleaf

Em 2020, quando astrônomos usaram o Australian Square Kilometer Array Pathfinder (ASKAP) descobriram círculos fantasmagóricos de emissões de rádio no céu que eram tão gigantescos que ultrapassaram dez vezes o tamanho da Via Láctea.

© CSIRO (ilustração de estranho círculo de rádio explodindo)

E até agora, nenhum fenômeno cósmico conhecido poderia explicar como eles surgiram e o que são. Os perfis extremamente inflados dos círculos gigantescos não concordavam com as características circulares comuns em imagens de rádio, como a camada de material derramado por uma estrela moribunda ou a visão frontal de um disco protoplanetário empoeirado; eles são diferentes de tudo mencionado em estudos anteriores.

E como o punhado de objetos bizarros podia ser visto por mais de um telescópio em diferentes momentos e comprimentos de onda, os astrônomos descartaram a possibilidade de que fossem artefatos banais presentes em dados telescópicos brutos. Devido à origem misteriosa dos enormes anéis espaciais e à brevidade, a equipe de descoberta os apelidou de “Odd Radio Circles” ou ORCs. 

Mais quatro círculos de rádio bizarros apareceram recentemente em dados ASKAP mais recentes e em imagens recolhidas pelo radiotelescópio MeerKAT da África do Sul, incluindo um intrigante ORC com uma estrutura de dois lóbulos. Com um conjunto de dados tão limitado de ORCs, é difícil investigar as suas origens para os astrofísicos que lutam para compreender os processos físicos que poderiam produzir anéis de emissão tão massivos. 

Num novo estudo, os astrônomos propõem a origem de um desses círculos de rádio apelidado de Cloverleaf, devido o formato de trevo de quatro folhas, que reside a cerca de 600 milhões de anos-luz da Terra e se estende por mais de cem quiloparsecs (a Via Láctea tem cerca de 30 kpc de diâmetro). 

Com base em observações recolhidas pelo telescópio XMM-Newton da Agência Espacial Europeia (ESA), os pesquisadores dizem que Cloverleaf pode ter sido criada por dois grupos de galáxias que gravitaram uma em direção à outra e estão no meio de uma fusão caótica. O grupo de galáxias parece abrigar pelo menos uma dúzia de galáxias tão antigas quanto o Universo que estão em vários níveis de desfiguração, embora ainda não esteja claro quantas estão em cada grupo. É possível que a fusão tenha criado ondas de choque que aceleraram partículas fósseis de raios cósmicos dentro das galáxias, o que teria criado a emissão de rádio observada.

Ainda há questões em aberto, por exemplo, as fusões de galáxias ocorrem frequentemente sem quaisquer ORCs associados registrados, por isso é importante definir o que cria os grupos de galáxias que produzem Cloverleaf únicos. Dado que existem apenas alguns ORCs conhecidos, qualquer explicação para a sua presença deve também explicar a sua raridade em geral. 

Os astrônomos também analisaram dados do levantamento alemão-russo Roentgen Extended Survey com o telescópio espacial Imaging Telescope Array (eROSITA), que coletou radiação de raios X de todo o céu de 2019 até fevereiro de 2022; as observações foram pausadas para protestar contra a invasão russa da Ucrânia. 

Os dados do XMM-Newton provaram basicamente que cerca de 700 bilhões de massas solares em gás quente flutuavam entre as dezenas de galáxias. O gás atinge temperaturas em torno de 8 milhões de graus Celsius, oferecendo o tipo de ambiente onde os raios cósmicos são acelerados. A fonte dos próprios raios cósmicos energéticos é atualmente desconhecida. É possível que tenham sido criados quando buracos negros supermassivos à espreita nos centros das galáxias sofreram explosões de atividade extrema.

As origens dos ORCs podem ser oriundas dos cenários: eles poderiam ser devidos a restos de enormes explosões em centros de galáxias, como aquelas provocadas pela fusão de buracos negros, ou partículas energéticas bombeadas por jatos de buracos negros, ou o produtos de ondas de choque surgiram da explosão do nascimento de uma estrela em uma galáxia. 

Observações mais profundas em comprimentos de onda de rádio e raios X, que podem revelar estruturas diferenciadas dos gases que flutuam nos ORCs, poderiam fornecer a origem do Cloverleaf e de outros ORCs catalogados.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy and Astrophysics Letters.

Fonte: Astronomy

Estrela veloz pode escapar da Via Láctea

Cientistas cidadãos e astrônomos profissionais uniram-se para detectar uma rara estrela de hipervelocidade a percorrer a nossa Galáxia, a Via Láctea.

© UC San Diego (ilustração do sistema binário com explosão de supernova)

Com sua velocidade e trajetória atuais, é possível que um dia ela escape da galáxia para sempre. A descoberta só foi possível graças às legiões de voluntários que dedicaram seu tempo ao projeto Backyard Worlds: Planet 9. Esses voluntários auxiliam os astrônomos examinando dados de mais de 14 anos da missão Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA, procurando objetos que se movem entre as imagens. Os astrônomos podem então acompanhar descobertas interessantes para aprender mais. 

Na recente 244ª reunião nacional da Sociedade Astronômica Americana em Madison, Wisconsin, Adam Burgasser (Universidade da Califórnia, San Diego) anunciou a descoberta de um objeto em movimento rápido conhecido como CWISE J124909+362116.0 (J1249+36 para abreviar), cerca de 400 anos-luz da Terra. Ele estima que esteja viajando pela Via Láctea a cerca de 450 km/s. 

Burgasser usou o W.M. Observatório Keck em Maunakea, Havaí, para obter o espectro de J1249+36 no infravermelho. O espectro correspondia aos modelos atmosféricos criados por Roman Gerasimov (Universidade da Califórnia, San Diego) de uma classe de estrelas de baixa massa conhecidas como subanãs L. Essas estrelas são algumas das mais raras e antigas do Universo. Em seguida, Burgasser combinou os dados recolhidos dos espectros com imagens de telescópios terrestres para medir a posição e velocidade da estrela.

Podemos saber para onde está indo, mas de onde essa estrela surgiu? Uma opção é que uma vez orbitou uma estrela anã branca, que posteriormente explodiu como uma supernova Tipo Ia. Nesse tipo de supernova, a anã branca é completamente destruída, por isso a sua companheira é liberada e voa à velocidade orbital em que se movia originalmente, além de um pequeno impulso da explosão da supernova. Se isso aconteceu, ocorreu há tanto tempo que não há mais remanescentes de supernova para caçar. A segunda possibilidade é que a estrela tenha começado nas profundezas de um denso grupo de estrelas conhecido como aglomerado globular. Em seguida, encontrou um par de buracos negros aninhados nas profundezas do aglomerado. 

Quando uma estrela encontra um buraco negro binário, a dinâmica complexa desta interação de três corpos pode expulsar essa estrela do aglomerado globular. Existe uma maneira de os astrônomos decidirem entre essas duas opções. Os astrônomos estão essencialmente à procura de uma impressão digital química que identifique de que sistema esta estrela provém. Mas isso exigiria um espectro mais detalhado de J1249+36. Tal espectro poderia mostrar que a subanã estava poluída com elementos expelidos pela supernova. Por outro lado, poderia mostrar uma correspondência estreita com a química das estrelas em aglomerados globulares; como os globulares são tão antigos, suas estrelas contêm muito poucos elementos além do hidrogênio e do hélio.

Fonte: Sky & Telescope

O primeiro par de quasares em fusão no "Amanhecer Cósmico"

Astrônomos descobriram um par de quasares que acaba de bater um duplo recorde.

© M. Garlick (ilustração de dois quasares em fusão)

Não só é o par mais distante de quasares em fusão alguma vez encontrado, como também é o único par confirmado na era passada da formação mais antiga do Universo. Desde o primeiro instante após o Big Bang que o Universo tem vindo a expandir-se. Isto significa que o Universo primitivo era consideravelmente menor e que era mais provável que as galáxias em formação inicial interagissem e se fundissem.

As fusões de galáxias alimentam a formação de quasares, que são núcleos galácticos extremamente luminosos onde o gás e a poeira que caem num buraco negro supermassivo central emitem enormes quantidades de luz. Assim, ao olhar para o Universo primitivo, os astrônomos esperariam encontrar vários pares de quasares muito próximos uns dos outros, à medida que as suas galáxias hospedeiras se fundem. No entanto, ficaram surpreendidos por não encontrarem exatamente nenhum, até agora. 

Com a ajuda do telescópio Gemini North, operado pelo NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), foi descoberto o par de quasares em fusão vistos apenas 900 milhões de anos após o Big Bang no período da história do Universo conhecido como "Amanhecer Cósmico". O Amanhecer Cósmico decorreu entre cerca de 50 milhões de anos a um bilhão de anos após o Big Bang. Durante este período, as primeiras estrelas e galáxias começaram a aparecer, enchendo de luz, e pela primeira vez, o escuro Universo. A chegada das primeiras estrelas e galáxias deu início a uma nova era na formação do cosmos, conhecida como a Época da Reionização. A Época da Reionização, que teve lugar no Amanhecer Cósmico, foi um período de transição cosmológica. Começando cerca de 400 milhões de anos após o Big Bang, a luz ultravioleta das primeiras estrelas, galáxias e quasares espalhou-se pelo cosmos, interagindo com o meio intergaláctico e retirando os elétrons dos átomos de hidrogênio primordiais do Universo.

A Época da Reionização foi uma época crítica na história do Universo, que marcou o fim da "Idade das Trevas" cósmica e que deu origem às grandes estruturas que hoje observamos no nosso Universo local. Para compreender o papel exato que os quasares desempenharam durante a Época da Reionização, os astrônomos estão interessados em encontrar e estudar os quasares que povoam esta era precoce e distante.

Até agora foram descobertos cerca de 300 quasares na Época da Reionização, mas nenhum deles foi encontrado num par. Isto é, até que Yoshiki Matsuoka, astrônomo da Universidade de Ehime, no Japão, e a sua equipe estavam revendo imagens tiradas com o instrumento HSC (Hyper Suprime-Cam) do telescópio Subaru e uma tênue mancha vermelha lhes chamou a atenção.

© NOIRLab / Subaru (par de quasares no processo de fusão)

A equipe não tinha a certeza de que se tratava de um par de quasares, uma vez que os candidatos a quasares distantes estão contaminados por numerosas outras fontes, tais como estrelas e galáxias em primeiro plano e por efeitos de lentes gravitacionais. Para confirmar a natureza dos objetos, a equipe realizou espectroscopia de acompanhamento utilizando o FOCAS (Faint Object Camera and Spectrograph) do telescópio Subaru e o GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) do Gemini North. Os espectros, que dividem a luz emitida por uma fonte nos comprimentos de onda que a compõem, obtidos com o GNIRS, foram cruciais para caracterizar a natureza do par de quasares e das suas galáxias hospedeiras.

Foi descoberto também que os dois buracos negros são enormes, cada um com 100 milhões de vezes a massa do Sol. Este fato, associado à presença de uma ponte de gás entre os dois quasares, sugere que estes e as galáxias que os acolhem estão passando por uma fusão de grande escala.

A Época da Reionização liga a mais antiga formação da estrutura cósmica ao Universo complexo que observamos bilhões de anos mais tarde. Ao estudar objetos distantes deste período, os astrônomos obtêm informações valiosas sobre o processo de reionização e sobre a formação dos primeiros objetos do Universo. Mais descobertas como esta podem estar no horizonte com o LSST (Legacy Survey of Space and Time) do Observatório Vera C. Rubin, com a duração de uma década e com início em 2025, que está preparado para detectar milhões de quasares utilizando as suas capacidades de imagem profunda.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Tokyo

Sondando as origens da Nebulosa do Caranguejo

A Nebulosa do Caranguejo (Messier 1 ou M1) é um exemplo próximo dos detritos deixados para trás quando uma estrela sofre uma morte violenta numa explosão de supernova.

© Webb (M1)

No entanto, apesar de décadas de estudo, este remanescente de supernova continua mantendo um certo grau de mistério: que tipo de estrela foi responsável pela criação da Nebulosa do Caranguejo e qual foi a natureza da explosão? 

O telescópio espacial James Webb com os instrumentos MIRI (Mid-Infared Instrument) e NIRCam (Near-Infrared Camera) proporcionou uma nova visão de M1, incluindo os dados infravermelhos de maior qualidade já disponíveis para ajudar os cientistas a explorar a estrutura detalhada e a composição química do remanescente. Estas pistas estão ajudando a desvendar a forma incomum como a estrela explodiu há cerca de 1.000 anos. 

Os astrônomos analisaram a composição da Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova situado a 6.500 anos-luz de distância, na direção da constelação de Touro. A Nebulosa do Caranguejo é o resultado de uma supernova de colapso do núcleo, a morte de uma estrela massiva. A explosão de supernova foi observada na Terra no ano 1054 e foi suficientemente brilhante para ser vista durante o dia. O remanescente, muito mais tênue, observado hoje em dia, é uma concha em expansão de gás e poeira, e um vento alimentado por um pulsar, uma estrela de nêutrons de rotação rápida e altamente magnetizada.

A M1 possui composição atípica e a energia muito baixa da explosão levaram os astrônomos a pensar que se tratava de uma supernova de captura de elétrons, um tipo raro de explosão que surge de uma estrela com um núcleo menos evoluído feito de oxigênio, neônio e magnésio, em vez de um mais típico núcleo de ferro. Esforços de pesquisa anteriores calcularam a energia cinética total da explosão com base na quantidade e velocidades dos detritos atuais. Os astrónomos deduziram que a natureza da explosão foi de uma energia relativamente baixa (menos de um-décimo da de uma supernova normal) e que a massa da estrela progenitora se situava entre oito e 10 massas solares, oscilando na linha tênue entre as estrelas que sofrem uma morte violenta por supernova e as que não sofrem. 

No entanto, existem inconsistências entre a teoria da supernova por captura de elétrons e as observações da Nebulosa do Caranguejo, particularmente o rápido movimento observado do pulsar. Nos últimos anos, os astrônomos também melhoraram a sua compreensão das supernovas de colapso do núcleo de ferro e agora pensam que este tipo também pode produzir explosões de baixa energia, desde que a massa estelar seja adequadamente baixa.

Para reduzir o nível de incerteza acerca da estrela progenitora da Nebulosa do Caranguejo e da natureza da explosão, foram usadas as capacidades espectroscópicas do Webb para se focar em duas áreas localizadas nos filamentos interiores da nebulosa. As teorias preveem que, devido à diferente composição química do núcleo de uma supernova com captura de elétrons, a taxa da abundância de níquel em relação ao ferro (Ni/Fe) deve ser muito maior do que a taxa medida no nosso Sol (que contém estes elementos de gerações anteriores de estrelas). 

Estudos realizados no final da década de 1980 e início da década de 1990 mediram a taxa Ni/Fe na Nebulosa do Caranguejo usando dados ópticos e no infravermelho próximo e notaram uma taxa de abundância Ni/Fe elevada que parecia favorecer o cenário da supernova de captura de elétrons. Foi descoberto que a taxa ainda era elevada em comparação com o do Sol, mas apenas modestamente e muito mais baixo em comparação com estimativas anteriores. Os valores revistos são consistentes com a captura de elétrons, mas não excluem uma explosão de colapso do núcleo de ferro de uma estrela de massa similarmente baixa. 

Será necessário mais trabalho teórico e observacional para distinguir entre estas duas possibilidades. Para além de obter dados espectrais de duas pequenas regiões do interior da Nebulosa do Caranguejo a fim de medir a taxa de abundância, o telescópio também observou o ambiente mais amplo do remanescente para compreender os detalhes da emissão de síncrotron e a distribuição de poeira. As imagens e os dados recolhidos pelo MIRI permitiram à equipe isolar a emissão de poeira no interior da Nebulosa do Caranguejo e mapeá-la em alta resolução pela primeira vez. Ao mapear a emissão de poeira quente com o Webb, e até combinando-a com os dados do observatório espacial Herschel referente aos grãos de poeira mais frios, a equipe criou uma imagem completa da distribuição da poeira: os filamentos mais exteriores contêm poeira relativamente mais quente, enquanto os grãos mais frios estão predominantes perto do centro.

Estas conclusões foram aceitas para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute