Como estrelas binárias mudam a sua dança estelar com a idade

Uma pesquisa realizada pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) descobriu que, em sistemas binários, as estrelas que evoluem para gigantes vermelhas alteram a forma como giram com as suas companheiras, tornando as suas órbitas mais circulares.

© Casey Reed (ilustração de um sistema estelar binário)

O resultado foi obtido após o estudo de cerca de 1.000 estrelas oscilantes de tipo solar em sistemas binários, o maior número de objetos deste tipo até à data. Para a sua identificação, foram explorados o terceiro catálogo de dados Gaia (Gaia-DR3) e os catálogos Kepler e TESS da NASA. 

As estrelas binárias, sistemas compostos por duas estrelas ligadas gravitacionalmente, são tesouros para a astrofísica estelar. As duas estrelas do sistema nasceram juntas da mesma nuvem interestelar e, por isso, têm a mesma idade, composição química e distância. Isto significa que podemos derivar as suas propriedades fundamentais, como a massa e a idade, com grande certeza e testar o nosso conhecimento da física estelar. O estudo das interações estrela-estrela em tais sistemas é outro aspecto da astrofísica que nos ajuda a compreender melhor a interação entre os planetas e a sua estrela hospedeira. 

Uma técnica poderosa para estudar as estrelas em tais sistemas é chamada asterossismologia. Tal como utilizamos a sismologia da Terra para compreender melhor a estrutura interna do nosso próprio planeta, a asterossismologia permite-nos inferir a estrutura interna e a dinâmica das estrelas através do estudo das variações periódicas de brilho causadas pelas oscilações estelares. Se um ou ambos os componentes do sistema mostrarem sinais de vibrações ou oscilações estelares, então é possível obter uma imagem abrangente da estrutura e evolução estelares a partir da inferência destas oscilações. Mas encontrar estrelas oscilantes como o nosso Sol, em sistemas binários, tem sido tradicionalmente como procurar uma agulha num palheiro. 

Quando estrelas como o Sol envelhecem, estão sujeitas a mudanças dramáticas. Quando o Sol tiver esgotado o hidrogênio do seu núcleo, transformar-se-á numa estrela gigante vermelha, expandindo as suas camadas exteriores dezenas a centenas de vezes o atual raio solar. Consequentemente, se as estrelas de um sistema binário estiverem suficientemente próximas, estas alterações de tamanho afetarão presumivelmente a dança das duas companheiras estelares, que começarão a interagir através das marés. Ao longo do tempo, as marés reduzem a excentricidade das órbitas de um sistema, tornando-as cada vez mais circulares. 

Usando técnicas asterossísmicas para distinguir entre gigantes vermelhas menos e mais evoluídas, os pesquisadores demonstram que, de fato, as gigantes mais evoluídas encontram-se em órbitas com excentricidades mais baixas. Estes são os efeitos acumulados da interação das marés. 

A equipe está otimista em relação ao lançamento do próximo catálogo de dados Gaia (Gaia DR4) e à futura missão PLATO da ESA. A missão PLATO fornecerá dados para estudar muitas mais estrelas oscilantes, sistemas binários e estrelas que abrigam exoplanetas.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A chave para a rápida formação planetária

Uma equipe de pesquisadores da LMU (Ludwig-Maximilians-Universität München) desenvolveu um novo modelo para explicar a formação de planetas gigantes, como Júpiter, que fornece uma visão mais profunda dos processos de formação e pode expandir a nossa compreensão dos sistemas planetários.

© Thomas Zankl (formação de gigantes gasosos num disco protoplanetário)

O nosso Sistema Solar é a nossa vizinhança cósmica imediata. Ele é constituído pelo Sol no centro; depois os planetas rochosos Mercúrio, Vênus, Terra e Marte; e depois o cinturão de asteroides; seguidos pelos gigantes gasosos Júpiter e Saturno; depois os gigantes gelados Urano e Netuno; e finalmente o cinturão de Kuiper com os seus cometas. 

Mas até que ponto conhecemos realmente o nosso lar? As teorias anteriores partiam do princípio de que os planetas gigantes se formavam por colisão e acumulação de corpos celestes semelhantes a asteroides, os chamados planetesimais, e pela subsequente acreção de gás ao longo de milhões de anos. No entanto, estes modelos não explicam nem a existência de gigantes gasosos localizados longe das suas estrelas, nem a formação de Urano e Netuno. 

No seu novo modelo, os astrofísicos do ORIGINS Excellence Cluster, da LMU e da Sociedade Max Planck consideram, pela primeira vez, todos os processos que são decisivos para a formação dos planetas. Os pesquisadores demonstram como as partículas de poeira de tamanho milimétrico se acumulam aerodinamicamente no disco de gás turbulento e como esta perturbação inicial no disco aprisiona a poeira e a impede de desaparecer na direção da estrela. Esta acumulação torna o crescimento dos planetas muito eficiente, uma vez que, de repente, há muito material disponível numa área compacta e estão reunidas as condições adequadas para a formação planetária. O processo começa de novo, de dentro para fora, e outro planeta gigante pode formar-se. 

No nosso Sistema Solar, os gigantes gasosos Júpiter e Netuno estão situados, respectivamente, a uma distância de cerca de 5 UA (unidades astronômicas) e 30 UA do Sol. Para comparação, a Terra está a cerca de 150 milhões de quilômetros do Sol, o que equivale a 1 UA. 

O estudo mostra que, em outros sistemas planetários, uma perturbação pode desencadear o processo a distâncias muito maiores e ainda assim acontecer muito rapidamente. Tais sistemas têm sido observados frequentemente nos últimos anos pelo ALMA, que encontrou gigantes gasosos em discos jovens a uma distância superior a 200 UA. No entanto, o modelo também explica porque é que o nosso Sistema Solar aparentemente deixou de formar planetas adicionais depois de Netuno: o material de construção simplesmente se esgotou. 

Os resultados do estudo coincidem com observações de sistemas planetários jovens que têm subestruturas pronunciadas nos seus discos. Estas subestruturas desempenham um papel decisivo na formação dos planetas. O estudo indica que a formação de planetas gigantes e gigantes gasosos se processa com maior eficiência e rapidez do que se supunha anteriormente. Estes novos conhecimentos poderão refinar a nossa compreensão da origem e desenvolvimento dos planetas gigantes do nosso Sistema Solar e explicar a diversidade dos sistemas planetários observados.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Pistas sobre a origem cósmica dos magnetares

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou um poderoso conjunto de radiotelescópios para obter novas informações acerca de um magnetar com apenas algumas centenas de anos.

© NRAO (ilustração de um magnetar)

Ao captar medições precisas da posição e velocidade do objeto, obtiveram novas pistas do seu percurso de desenvolvimento. 

Quando uma estrela de massa relativamente elevada entra em colapso no fim da sua vida e explode como supernova, pode deixar para trás uma estrela superdensa chamada estrela de nêutrons. Forças extremas durante a sua formação fazem frequentemente com que as estrelas de nêutrons girem muito depressa, emitindo feixes de luz como um farol. Quando esse feixe está alinhado de forma a ser visível da Terra, a estrela é também chamada pulsar. E, quando uma estrela de nêutrons se forma com uma rotação rápida como um pulsar e um campo magnético milhares de vezes mais forte do que uma estrela de nêutrons típica, é-lhe dada a designação de magnetar. 

Estas estrelas têm aproximadamente o dobro da massa do nosso Sol num tamanho físico da ordem de dezenas de quilômetros. Apesar de existirem muitas semelhanças entre as estrelas de nêutrons, os pulsares e os magnetares, os astrônomos ainda estão intrigados quanto às condições que levam estas estrelas extremas a evoluir para percursos tão distintos. 

Agora, uma equipe de astrônomos liderada por Hao Ding do Observatório Mizusawa VLBI do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), utilizou o VLBA (Very Long Baseline Array) do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) para determinar as características fundamentais de um magnetar recém-descoberto com níveis de precisão sem precedentes.

Atualmente, conhecem-se 30 magnetares, mas apenas 8 deles são suficientemente semelhantes para serem relevantes para este estudo. O VLBA foi utilizado durante um período de 3 anos para recolher dados sobre a posição e sobre a velocidade do magnetar Swift J1818.0-1607, que foi descoberto no início de 2020. Pensa-se que Swift J1818.0-1607 seja o mais jovem descoberto até à data e é o magnetar de rotação mais rápida, completando uma em apenas 1,36 segundos.

O Swift J1818.0-1607 está localizado na direção da constelação de Sagitário. Situado do outro lado do bojo galáctico central, dentro da Via Láctea, e a apenas 22.000 anos-luz de distância, está relativamente próximo da Terra. Perto o suficiente para utilizar o método da paralaxe para determinar com precisão a sua localização tridimensional dentro da Galáxia. O método de paralaxe calcula a distância usando a mudança aparente na posição de um objeto em relação a objetos de fundo conhecidos e distantes. 

O tempo de vida de um magnetar é ainda desconhecido, mas os estima-se que o Swift J1818.0-1607 tenha apenas algumas centenas de anos. As brilhantes emissões de raios X de um magnetar necessitam de um mecanismo de fluxo energético extremamente elevado; apenas o rápido decaimento do seu intenso campo magnético pode explicar o poder por detrás destas assinaturas espectrais. Mas este é também um processo extremo. Para as estrelas comuns na sequência principal, as estrelas azuis brilhantes têm vidas muito curtas porque gastam o seu combustível muito mais depressa do que as suas irmãs amarelas. A física é diferente para os magnetares, mas é provável que eles também tenham vidas mais curtas do que os seus parentes pulsares.

Além disso, os magnetares também podem apresentar emissões na extremidade inferior do espectro eletromagnético, em comprimentos de onda de rádio. Para estas emissões, a radiação síncrotron proveniente da rotação rápida do magnetar é provavelmente a fonte de energia. Na radiação de síncrotron, o plasma que rodeia a estrela de nêutrons está tão ligado à superfície da estrela que gira a uma velocidade muito próxima da velocidade da luz, gerando emissões em comprimentos de onda de rádio. 

A velocidade em astronomia é mais facilmente descrita como tendo dois componentes, ou direções. A sua velocidade radial descreve a rapidez com que se move ao longo da linha de visão, o que neste caso significa ao longo do raio da Galáxia. Para um magnetar como Swift J1818.0-1607, localizado do outro lado do bojo central, há demasiado material no caminho para determinar com precisão a velocidade radial. A velocidade transversal, por vezes chamada velocidade peculiar, descreve o movimento perpendicular ao plano da Galáxia, e é mais facilmente discernível. 

À medida que os astrônomos tentam compreender os processos de formação que são comuns e os que são diferentes entre estrelas de nêutrons, pulsares e magnetares, esperam usar medições precisas da velocidade transversal para ajudar a analisar as condições que fazem com que uma estrela evolua por um destes três percursos.

Este estudo reforça a teoria de que é improvável que os magnetares se formem nas mesmas condições que os jovens pulsares, sugerindo assim que os magnetares surgem sob processos de formação mais exóticos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A rotação da estrela próxima V889 Herculis

Astrônomos da Universidade de Helsinque descobriram que o perfil de rotação de uma estrela próxima difere consideravelmente do do Sol.

© Jani Närhi (ilustração da rotação da estrela vizinha V889 Herculis)

A observação fornece informações sobre a astrofísica estelar fundamental e ajuda a compreender a atividade solar, as suas manchas e erupções. 

O Sol gira mais rapidamente no equador, ao passo que a rotação abranda nas latitudes mais elevadas e é mais lenta nas regiões polares. Mas uma estrela vizinha semelhante ao Sol, V889 Herculis, a cerca de 115 anos-luz de distância na direção da constelação de Hércules, gira mais depressa a uma latitude de cerca de 40 graus, enquanto que tanto o equador como as regiões polares giram mais lentamente. 

Não foi observado um perfil de rotação semelhante em nenhuma outra estrela. O resultado é espantoso porque a rotação estelar tem sido considerada um parâmetro físico fundamental bem compreendido, mas tal perfil rotacional não foi previsto nem mesmo em simulações computacionais. 

As anomalias no perfil de rotação de V889 Herculis indicam que a compreensão da dinâmica estelar e dos dínamos magnéticos é insuficiente. A estrela alvo, V889 Herculis, é muito parecida com um jovem Sol, contando sobre a história e a evolução da nossa estrela.

As estrelas são estruturas esféricas onde a matéria se encontra no estado de plasma, constituído por partículas carregadas. São objetos dinâmicos que se encontram num equilíbrio entre a pressão gerada pelas reações nucleares nos seus núcleos e a sua própria gravidade. Ao contrário de muitos planetas, não têm superfícies sólidas. A rotação estelar não é constante em todas as latitudes, um efeito conhecido como rotação diferencial. É causado pelo fato de o plasma quente subir à superfície da estrela através de um fenômeno chamado convecção, que por sua vez tem um efeito na rotação local. Isto porque o momento angular tem de ser conservado e a convecção ocorre perpendicularmente ao eixo de rotação perto do equador, ao passo que é paralela ao eixo perto dos polos. 

No entanto, muitos fatores como a massa estelar, a idade, a composição química, o período de rotação e o campo magnético têm efeitos sobre a rotação e dão origem a variações nos perfis de rotação diferenciais.

A rotação diferencial estelar é um fator crucial que tem um efeito na atividade magnética das estrelas. O método desenvolvido pela equipe abre uma nova janela para o funcionamento interno de outras estrelas. Os astrônomos do Departamento de Física de Partículas e Astrofísica da Universidade de Helsinque determinaram o perfil rotacional de duas estrelas jovens próximas aplicando uma nova modelação estatística a observações de brilho de longa linha de base. Os pesquisadores modelaram as variações periódicas nas observações, tendo em conta as diferenças no movimento aparente das manchas em diferentes latitudes. O movimento das manchas permitiu então estimar o perfil rotacional das estrelas. 

A segunda estrela analisada, LQ Hydrae, na direção da constelação de Hidra, está girando como um corpo rígido, a rotação parece inalterada desde o equador até aos polos, o que indica que as diferenças são muito pequenas. 

Os pesquisadores baseiam os seus resultados nas observações das estrelas alvo realizadas com o observatório de Fairborn. O brilho das estrelas tem sido monitorizado com telescópios robóticos há cerca de 30 anos, o que permite conhecer o comportamento das estrelas durante um longo período de tempo. 

As estrelas V889 Herculis e LQ Hydrae são ambas com cerca de 50 milhões de anos que, em muitos aspectos, se assemelham ao jovem Sol. Ambas giram muito depressa, com períodos de rotação de apenas cerca de um dia e meio. Por esta razão, as observações de brilho de longa linha de base contêm muitos ciclos de rotação. As estrelas foram selecionadas como alvos porque são observadas há décadas e porque ambas têm sido estudadas ativamente na Universidade de Helsinque.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: University of Helsinki

O aglomerado de estrelas Rosa de Caroline

Encontrado entre o rico campo de estrelas da Via Láctea, o aglomerado de estrelas NGC 7789 localiza-se a cerca de 8.000 anos-luz de distância da Terra na constelação de Cassiopeia.

© Guillaume Seigneuret (NGC 7789)

O aglomerado foi descoberto no final do século XVIII pela astrônoma Caroline Lucretia Herschel, irmã de William Herschel, e por isso o aglomerado é conhecido como a Rosa de Caroline. 

O seu aspecto visual através de pequenos telescópios, criado pelo complexo de estrelas e espaços vazios do aglomerado, sugere pétalas de rosa aninhadas. O aglomerado aberto de estrelas tem uma idade estimada de 1,6 bilhão de anos. Todas as estrelas no aglomerado provavelmente nasceram no mesmo tempo, mas as mais brilhantes e mais massivas exauriram mais rapidamente o combustível de hidrogênio nos seus núcleos. 

Estas estrelas se desenvolveram a partir de estrelas da sequência principal como o Sol e se transformaram em muitas estrelas gigantes vermelhas que aparecem amareladas nesta imagem. 

Usando medidas de cor e brilho, os astrônomos podem modelar a massa e então a idade do aglomerado de estrelas, observando as estrelas que saíram da sequência principal e se tornaram gigantes vermelhas. 

Com mais de 50 anos-luz de diâmetro, a Rosa de Caroline se espalha por cerca de meio grau (o mesmo tamanho angular da Lua) perto do centro desta imagem telescópica. 

Fonte: NASA

A explosão de raios gama mais brilhante já observada

Em outubro de 2022, os astrônomos ficaram surpreendidos com a mais brilhante explosão de raios gama (GRB, sigla inglesa para "gamma-ray burst"), rapidamente apelidada de BOAT ("brightest of all time", a mais brilhante de todos os tempos).

© NASA (jato de partículas emerge de estrela massiva)

Agora, cientistas relatam que os dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA revelam uma característica nunca antes vista. Poucos minutos após a erupção da BOAT, o GBM (Gamma-ray Burst Monitor) do Fermi registrou um pico de energia incomum. 

Quando a matéria interage com a luz, a energia pode ser absorvida e reemitida de formas características. Estas interações podem aumentar ou diminuir o brilho de determinadas cores (ou energias), produzindo características chave visíveis quando a luz é espalhada, como um arco-íris, num espectro. Estas características podem revelar uma grande quantidade de informações, como por exemplo os elementos químicos envolvidos na interação. 

A energias mais elevadas, as características espectrais podem revelar processos específicos de partículas, como a aniquilação de matéria e antimatéria para produzir raios gama. Embora alguns estudos anteriores tenham relatado possíveis evidências de características de absorção e emissão em outras GRBs, o escrutínio subsequente revelou que tudo isto poderia ser apenas flutuações estatísticas.

As GRBs são as explosões mais poderosas do cosmos e emitem grandes quantidades de raios gama, a forma mais energética de luz. O tipo mais comum ocorre quando o núcleo de uma estrela massiva esgota o seu combustível, entra em colapso e forma um buraco negro que gira rapidamente. A matéria que cai no buraco negro gera jatos de partículas com direções opostas que atravessam as camadas exteriores da estrela quase à velocidade da luz. 

As GRBs foram detectadas quando um destes jatos aponta quase diretamente para a Terra. A BOAT, formalmente conhecida como GRB 221009A, entrou em erupção no dia 9 de outubro de 2022 e saturou imediatamente a maioria dos detectores de raios gama em órbita, incluindo os do Fermi. Isto impediu os cientistas de medir a parte mais intensa da explosão. As observações reconstruídas, juntamente com argumentos estatísticos, sugerem que a BOAT, se fizer parte da mesma população de GRBs anteriormente detectadas, foi provavelmente a explosão mais brilhante que apareceu nos céus da Terra em 10.000 anos. 

A suposta linha de emissão aparece quase 5 minutos depois da explosão ter sido detectada e muito depois de ter escurecido o suficiente para acabar com os efeitos de saturação no Fermi. A linha persistiu durante pelo menos 40 segundos e a emissão atingiu um pico de energia de cerca de 12 MeV (milhões de elétrons-volt). Para comparação, a energia da luz visível varia entre 2 e 3 elétrons-volt. 

Então, o que é que produziu esta característica espetral? A equipe considera que a fonte mais provável é a aniquilação de elétrons e dos seus homólogos antimatéria, os pósitrons. Quando um elétron e um pósitron colidem, aniquilam-se, produzindo um par de raios gama com uma energia de 0,511 MeV. A matéria no jato se move quase à velocidade da luz, esta emissão sofre um grande desvio para o azul e é empurrada para energias muito mais elevadas. Se esta interpretação estiver correta, para produzir uma linha de emissão com um pico de 12 MeV, as partículas aniquiladoras deveriam estar se movendo na nossa direção a cerca de 99,9% da velocidade da luz. 

Um artigo foi publicado na revista Science. 

Fonte: NASA

Óxidos de carbono na lua Ariel de Urano

A superfície da lua de Urano, Ariel, está coberta por uma quantidade significativa de dióxido de carbono gelado, especialmente no hemisfério que está sempre virado para o lado oposto à direção do movimento orbital da lua.

© Voyager 2 (Ariel, lua de Urano)

Este fato é surpreendente, porque mesmo nas regiões geladas do sistema uraniano, que está 20 vezes mais longe do Sol do que a Terra, o dióxido de carbono transforma-se rapidamente em gás e perde-se para o espaço. 

Os cientistas têm teorizado que algo está fornecendo dióxido de carbono à superfície de Ariel. Alguns defendem a ideia de que as interações entre a superfície da lua e as partículas carregadas na magnetosfera de Urano criam dióxido de carbono através de um processo chamado radiólise, no qual as moléculas são quebradas por radiação ionizante.

Mas um novo estudo faz pender a balança a favor de uma teoria alternativa, a de que o dióxido de carbono e outras moléculas estão emergindo do interior de Ariel, possivelmente até de um oceano líquido subsuperficial. 

Usando o telescópio espacial James Webb para recolher espectros químicos da lua e depois comparando-os com espectros de misturas químicas simuladas em laboratório, uma equipe de pesquisa liderada por Richard Cartwright do Laboratório de Física Aplicada Johns Hopkins em Laurel, no estado norte-americano de Maryland, descobriu que Ariel tem alguns dos depósitos mais ricos em dióxido de carbono do Sistema Solar, somando uma espessura estimada de 10 milímetros ou mais no hemisfério posterior da lua. 

Entre esses depósitos havia outra descoberta intrigante: os primeiros sinais claros de monóxido de carbono. Não deveria estar presente, pois é preciso descer até aos 30 K (-243º C) para que o monóxido de carbono fique estável. A temperatura da superfície de Ariel, entretanto, é em média cerca de 30º C mais quente. O monóxido de carbono teria de ser ativamente reabastecido. A radiólise pode ainda ser responsável por alguma dessa reposição.

Experiências laboratoriais mostraram que o bombardeamento por radiação da água gelada misturada com material rico em carbono pode produzir tanto dióxido de carbono como monóxido de carbono. Assim, a radiólise pode fornecer uma fonte de reabastecimento e explicar a abundância de ambas as moléculas no hemisfério posterior de Ariel. Mas permanecem muitas questões sobre a magnetosfera uraniana e sobre a extensão das suas interações com as outras luas do planeta. 

Mesmo durante o sobrevoo da Voyager 2 por Urano, há quase 40 anos, os cientistas suspeitavam que essas interações poderiam ser limitadas porque o eixo do campo magnético de Urano e o plano orbital das suas luas estão deslocados um do outro cerca de 58 graus. A Voyager 2 fotografou apenas cerca de 35% da superfície de Ariel durante o seu breve voo rasante.

Modelos recentes confirmam essa previsão. Ao invés, a maior parte dos óxidos de carbono pode ser proveniente de processos químicos que aconteceram (ou ainda estão acontecendo) num oceano de água por baixo da superfície gelada de Ariel, escapando através de fendas no exterior gelado da lua ou possivelmente através de plumas eruptivas. Além disso, as novas observações espectrais sugerem que a superfície de Ariel pode também abrigar minerais de carbonato, sais que só podem ser produzidos através da interação da água líquida com as rochas.

Com a superfície de Ariel coberta de desfiladeiros semelhantes a cortes, sulcos entrecruzados e manchas lisas que se pensa serem de erupções criovulcânicas, os pesquisadores já suspeitavam que a lua foi ou ainda pode ser ativa. Um estudo de 2023 sugeriu que Ariel e/ou a sua lua irmã, Miranda, podiam estar emitindo material para a magnetosfera de Urano, incluindo possivelmente através de plumas. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Johns Hopkins University

A matéria escura numa colisão entre aglomerado de galáxias

Os astrônomos desvendaram uma colisão confusa entre dois enormes aglomerados de galáxias, na qual as vastas nuvens de matéria escura dos aglomerados se separaram da chamada matéria normal.

© Adam Makarenko (ilustração da colisão entre dois aglomerados de galáxias)

As novas observações são as primeiras a sondar diretamente a dissociação das velocidades da matéria escura e da matéria normal.

Os dois aglomerados contêm cada um milhares de galáxias e estão situados a bilhões de anos-luz da Terra. Ao atravessarem-se um pelo outro, a matéria escura - uma substância invisível que sente a força da gravidade, mas não emite luz - passou à frente da matéria normal. 

Os aglomerados de galáxias estão entre as maiores estruturas do Universo, coladas umas às outras pela força da gravidade. Apenas 15 por cento da massa destes aglomerados é matéria normal, a mesma matéria que constitui os planetas, as estrelas e as pessoas. Desta matéria normal, a grande maioria é gás quente, enquanto o resto são estrelas e planetas. Os restantes 85% da massa do aglomerado corresponde à matéria escura. 

Durante a luta que ocorreu entre os aglomerados, conhecidos coletivamente como MACS J0018.5+1626 (MACS J0018.5), as galáxias individuais saíram praticamente ilesas porque existe muito espaço entre elas. Mas quando as enormes reservas de gás entre as galáxias (a matéria normal) colidiram, o gás tornou-se turbulento e sobreaquecido. Embora toda a matéria, incluindo a matéria normal e a matéria escura, interaja através da gravidade, a matéria normal também interage através do eletromagnetismo, que a torna mais lenta durante uma colisão. Assim, enquanto a matéria normal ficou atolada, as "poças" de matéria escura dentro de cada aglomerado navegaram em frente. 

A descoberta foi feita utilizando dados do CSO (Caltech Submillimeter Observatory, recentemente retirado do seu local em Maunakea, no Havaí, que será transferido para o Chile), do observatório W.M. Keck em Maunakea, do observatório de raios X Chandra, do telescópio espacial Hubble, do observatório espacial Herschel, do observatório Planck e do ASTE (Atacama Submillimeter Telescope Experiment) no Chile. 

Algumas das observações foram efetuadas há décadas, enquanto a análise completa utilizando todos os conjuntos de dados teve lugar nos últimos dois anos. Esta dissociação entre a matéria escura e a matéria normal já foi observada anteriormente, sendo a mais famosa a do Aglomerado Bullet. Nesta colisão, o gás quente pode ser visto claramente ficando atrás da matéria escura, depois dos dois aglomerados de galáxias se terem atravessado um ao outro. 

A situação que ocorreu em MACS J0018.5 é semelhante, mas a orientação da fusão girou cerca de 90 graus em relação à do Aglomerado Bullet, ou seja, um dos aglomerados massivos de MACS J0018.5 está voando quase direito em direção à Terra, enquanto o outro está se afastando.

Para medir a velocidade da matéria normal, ou gás, no aglomerado, os pesquisadores utilizaram um método de observação conhecido como efeito cinético Sunyaev-Zel'dovich (ou efeito SZ). Os astrônomos fizeram a primeira detecção observacional do efeito cinético SZ num objeto cósmico individual, um aglomerado de galáxias chamado MACS J0717, em 2013, utilizando dados do CSO (as primeiras observações do efeito SZ feitas de MACS J0018.5 datam de 2006). 

O efeito cinético SZ ocorre quando os fótons do início do Universo, a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, se dispersam nos elétrons do gás quente a caminho da Terra. Os fótons sofrem um desvio, o chamado efeito Doppler, devido aos movimentos dos elétrons nas nuvens de gás ao longo da nossa linha de visão. Medindo a mudança de brilho da radiação cósmica de fundo em micro-ondas devido a este efeito, foi possível determinar a velocidade das nuvens de gás dentro dos aglomerados de galáxias. 

Em 2019, os pesquisadores tinham efetuado estas medições do efeito cinético SZ em vários aglomerados de galáxias, o que lhes indicava a velocidade do gás, ou matéria normal. Também utilizaram o Keck para conhecer a velocidade das galáxias no aglomerado, o que indicou, por aproximação, a velocidade da matéria escura (porque a matéria escura e as galáxias se comportam de forma semelhante durante a colisão). 

A equipe também usou os dados do Hubble para mapear a matéria escura usando um método conhecido como lente gravitacional. Adicionalmente, John ZuHone, do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian, ajudou a simular a destruição do aglomerado. Estas simulações foram usadas em combinação com os dados dos vários telescópios para determinar a geometria e a fase evolutiva do encontro entre os aglomerados. 

Os cientistas descobriram que, antes de colidirem, os aglomerados estavam se movendo um para o outro a cerca de 3.000 quilômetros/segundo, o que equivale a cerca de um por cento da velocidade da luz. 

Com uma imagem mais completa do que estava se passando, os pesquisadores conseguiram perceber porque é que a matéria escura e a matéria normal pareciam estar viajando em direções opostas. Embora seja difícil de visualizar, a orientação da colisão, juntamente com o fato da matéria escura e da matéria normal se terem separado uma da outra, explica as estranhas medições de velocidade. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: California Institute of Technology

O que é que se passa com Quíron?

Em primeiro lugar, o que é Quíron?

© Flyazure (ilustração de atividade cometária no centauro Quíron)

Originalmente descoberto em 1977 e classificado como um asteroide, o corpo menor Quíron foi o primeiro membro identificado de uma nova classe de objetos no nosso Sistema Solar, agora conhecida como centauros. Os centauros são objetos em órbitas de curta duração que residem entre o cinturão de asteroides e o cinturão de Kuiper, uma região em forma de rosquinha de corpos gelados que se estende muito para além da órbita de Netuno. Tal como Quíron, os centauros escaparam do cinturão de Kuiper e estão sendo espalhados pelos planetas gigantes. 

A maior parte dos centauros vai "saltar" durante cerca de 10 milhões de anos, antes de ser expulsa do Sistema Solar, sendo que apenas alguns sobreviverão para se tornarem cometas de curto período. Nos últimos 50 anos, Quíron continuou se destacando dos restantes centauros. Sendo um dos maiores centauros em termos de tamanho, este corpo do Sistema Solar é conhecido por se comportar como um cometa, com períodos de atividade que criam uma atmosfera difusa e poeirenta. Estudos mais recentes encontraram até evidências de um possível anel duplo gelado em torno do planetoide. 

Personagem complexo, Quíron tem intrigado os astrônomos há quase meio século. No entanto, foram os acontecimentos mais recentes dos centauros que suscitaram maior intriga. Ao analisar dados do ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) em 2021, astrônomos da Queen's University de Belfast, Irlanda do Norte, notaram que Quíron estava inesperadamente muito mais brilhante no céu noturno quando comparado com os 5 anos anteriores de observações. 

O ATLAS é uma rede de quatro pequenos telescópios robóticos no Havaí, na África do Sul e no Chile, que trabalham em conjunto para analisar todo o céu noturno numa busca diária de asteroides potencialmente perigosos para a Terra. 

Algo tinha acontecido e agora Quíron estava refletindo muito mais luz solar. Qualquer que fosse a causa, a mudança tinha ocorrido quando Quíron esteve atrás do Sol e, assim sendo, quando não foi visível da Terra durante mais de cinco meses. 

Foi revelado que Quíron registrou um aumento ou sofreu um surto de atividade cometária. Os pesquisadores da Queen's University de Belfast exploraram Quíron com o telescópio do Observatório Gemini para procurar uma coma difusa, um sinal comum de um cometa. Sem coma (cabeleira) à vista, determinaram que pode ser que a coma esteja presa a Quíron pela sua fraca gravidade, ou que esteja tão longe que é demasiado tênue para ver à volta do objeto, mesmo com o enorme telescópio Gemini. 

No entanto, o aumento de luz da poeira extra em volta de Quíron permanece visível. O que é que isto significa? Examinar este estranho acontecimento num pequeno corpo do Sistema Solar, e explorar os processos ativos que ocorrem em tempo real, ajuda a melhor compreender os processos cometários ativos nos centauros, uma fase crucial na evolução de alguns dos cometas de curto período do nosso Sistema Solar. 

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal. 

Fonte: Queen's University Belfast