A brilhante estrela Betelgeuse tem provavelmente uma companheira

A décima estrela mais brilhante do céu noturno, Betelgeuse, pode afinal não estar à beira de explodir como uma supernova, de acordo com um novo estudo sobre o seu aumento e diminuição de brilho.

© Simons Fundation (Betelgeuse e da sua provável companheira Betelbuddy)

Ao invés, uma pesquisa recente mostra que a pulsação observada da luz estelar é provavelmente causada por uma estrela companheira que orbita Betelgeuse. Formalmente designada por Alpha Ori B, "Betelbuddy" (como lhe chama o astrofísico Jared Goldberg) que empurra para fora do caminho poeiras que bloqueiam a luz e fazendo com que Betelgeuse pareça temporariamente mais brilhante. 

Betelgeuse é uma estrela gigante vermelha com cerca de 100.000 vezes o brilho do nosso Sol e mais de 400 milhões de vezes o seu volume. A estrela está se aproximando do final da sua vida e, quando morrer, a explosão resultante será suficientemente brilhante para ser vista durante o dia e durante semanas. 

Os astrônomos podem prever quando Betelgeuse vai morrer, "verificando o seu pulso". É uma estrela variável, o que significa que fica mais brilhante e mais fraca, pulsando como um batimento cardíaco. No caso de Betelgeuse, há dois batimentos: um que pulsa numa escala de tempo um pouco superior a um ano e outro que pulsa numa escala de tempo de cerca de seis anos. Um destes batimentos é o modo fundamental de Betelgeuse, um padrão de aumento e diminuição de brilho que é intrínseco à própria estrela. Se o modo fundamental da estrela for o seu batimento de longa escala, então Betelgeuse pode estar pronta para explodir mais cedo do que o esperado.

No entanto, se o seu modo fundamental for o seu batimento de curta escala, como sugerem vários estudos, então o seu batimento mais longo é um fenômeno chamado período secundário longo. Nesse caso, este mais longo aumento e diminuição de brilho seria provocado por algo externo à estrela. 

Os cientistas ainda não sabem ao certo o que causa os longos períodos secundários, mas uma das principais teorias é que surgem quando uma estrela tem uma companheira que a rodeia e atravessa a poeira cósmica que é produzida e expelida pela estrela. A poeira deslocada altera a quantidade de luz estelar que chega à Terra, mudando o brilho aparente da estrela. 

Os pesquisadores exploraram a possibilidade de outros processos causarem o longo período secundário, tais como a agitação no interior da estrela ou alterações periódicas no seu poderoso campo magnético. Depois de combinarem dados de observações diretas de Betelgeuse com modelos computacionais avançados que simulam a atividade da estrela, a equipe concluiu que Betelbuddy é de longe a explicação mais provável. Ainda não foi possível determinar exatamente a natureza de Betelbuddy, mas presume que seja uma estrela com o dobro da massa do Sol. 

Uma hipótese mais exótica é que a companheira seja uma estrela de nêutrons, ou seja, o núcleo de uma estrela que já se tornou supernova. No entanto, nesse caso, seria de esperar ver evidências disso através de observações em raios X, o que não aconteceu. 

A seguir, a equipe irá captar imagens de Betelbuddy com telescópios, uma vez que haverá uma potencial janela de visibilidade por volta de 6 de dezembro.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Wyoming

Determinando a forma da coroa dos buracos negros

Novas descobertas, recorrendo a dados da missão IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer) da NASA, fornecem uma perspectiva sem precedentes sobre a forma e a natureza de uma estrutura importante para os buracos negros de nome coroa.

© Robert Hurt (ilustração da coroa de um buraco negro)

A coroa é uma região de plasma em movimento que faz parte do fluxo de matéria de um buraco negro, em que temos apenas uma compreensão teórica. Os novos resultados revelam a forma da coroa pela primeira vez e podem ajudar os cientistas a compreender o seu papel na alimentação e manutenção dos buracos negros. 

Muitos buracos negros, assim designados porque nem a luz consegue escapar à sua gravidade titânica, estão rodeados por discos de acreção, redemoinhos de gás cheios de detritos. Alguns buracos negros também têm jatos relativísticos, explosões ultrapoderosas de matéria lançada para o espaço a alta velocidade por eles que estão alimentado ativamente o material ao seu redor. 

Menos conhecido, talvez, é o fato de os buracos negros comedores, tal como o Sol e outras estrelas, também possuírem uma coroa superaquecida. Ao passo que a coroa do Sol, que é a atmosfera mais externa da estrela, arde a cerca de um milhão de graus Celsius, a temperatura da coroa de um buraco negro está estimada em bilhões de graus. 

Os astrofísicos já tinham identificado coroas em buracos negros de massa estelar - formados pelo colapso de uma estrela - e em buracos negros supermassivos, como o que se encontra no núcleo da Via Láctea.

A forma geométrica da coroa será uma esfera acima e abaixo do buraco negro, ou uma atmosfera gerada pelo disco de acreção, ou talvez plasma localizado na base dos jatos? E é aqui que entra o IXPE, especializado na polarização de raios X, a característica da luz que ajuda a mapear a forma e a estrutura das mais poderosas fontes de energia, iluminando o seu funcionamento interno mesmo quando os objetos são demasiado pequenos, brilhantes ou distantes para serem vistos diretamente. Assim como podemos observar em segurança a coroa do Sol durante um eclipse solar total, o IXPE fornece os meios para estudar claramente a geometria da acreção do buraco negro, ou a forma e estrutura do seu disco de acreção e estruturas relacionadas, incluindo a coroa. 

O IXPE demonstrou, entre todos os buracos negros para os quais as propriedades coronais puderam ser medidas diretamente através da polarização, que a coroa foi estendida na mesma direção que o disco de acreção, fornecendo, pela primeira vez, pistas sobre a forma da coroa e evidências claras da sua relação com o disco de acreção. Os resultados excluem a possibilidade de a coroa ter a forma de um poste de luz pairando sobre o disco.

Os pesquisadores estudaram os dados das observações de 12 buracos negros pelo IXPE, entre os quais Cygnus X-1 e Cygnus X-3, sistemas binários com buracos negros de massa estelar a cerca de 7.000 e 37.000 anos-luz da Terra, respectivamente, e LMC X-1 e LMC X-3, buracos negros de massa estelar na Grande Nuvem de Magalhães, a mais de 165.000 anos-luz de distância. O IXPE também observou vários buracos negros supermassivos, incluindo o que se encontra no centro da Galáxia do Compasso, a 13 milhões de anos-luz da Terra, e os que se encontram nas galáxias Messier 77 e NGC 4151, a 47 milhões de anos-luz e quase 62 milhões de anos-luz, respectivamente. 

Os buracos negros de massa estelar têm normalmente uma massa cerca de 10 a 30 vezes superior à do Sol, enquanto os buracos negros supermassivos podem ter uma massa milhões a dezenas de bilhões de vezes superior. Apesar destas grandes diferenças de escala, os dados do IXPE sugerem que ambos os tipos de buracos negros criam discos de acreção com geometria semelhante. Isso é surpreendente, porque a forma como os dois tipos são alimentados é completamente diferente. Os buracos negros de massa estelar retiram massa das estrelas que os acompanham, enquanto os buracos negros supermassivos devoram tudo em sua volta. Os astrônomos esperam fazer análises adicionais de ambos os tipos.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Finalmente revelada a origem da maioria dos meteoritos

Uma equipe internacional liderada por três pesquisadores do CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique), do European Southern Observatory (ESO) e da Universidade Carlos de Praga (República Tcheca) demonstrou que 70% de todas as quedas de meteoritos conhecidas têm origem em apenas três famílias (Karin, Koronis e Massalia).de asteroides jovens.

© Adobe Stock (ilustração de um asteroide do cinturão principal)

A equipe também revelou as fontes de outros tipos de meteoritos; com esta pesquisa, a origem de mais de 90% dos meteoritos foi agora identificada. Em particular, a família Massalia foi identificada como a fonte de 37% dos meteoritos conhecidos. Embora se conheçam mais de 70.000 meteoritos, apenas 6% foram claramente identificados pela sua composição (acondritos) como provenientes da Lua, Marte ou Vesta, um dos maiores asteroides do cinturão principal. A fonte dos outros 94% dos meteoritos, a maioria dos quais são condritos comuns, permaneceu não identificada. 

Porque é que estas três jovens famílias são a fonte de tantos meteoritos? Isto pode ser explicado pelo ciclo de vida das famílias de asteroides. As famílias jovens são caracterizadas por uma abundância de pequenos fragmentos resultantes de colisões. Esta abundância aumenta o risco de colisões entre fragmentos e, associada à sua grande mobilidade, à sua fuga do cinturão, possivelmente em direção à Terra. As famílias de asteroides produzidas por colisões mais antigas, por outro lado, são fontes "esgotadas" de meteoritos. A abundância de pequenos fragmentos que outrora as constituíam desgastou-se naturalmente e acabou por desaparecer após dezenas de milhões de anos de colisões sucessivas e da sua evolução dinâmica. Assim, Karin, Koronis e Massalia coexistirão inevitavelmente com novas fontes de meteoritos provenientes de colisões mais recentes e acabarão por lhes dar lugar. 

Esta descoberta histórica foi possível graças a um levantamento telescópico da composição de todas as principais famílias de asteroides do cinturão principal, combinado com simulações computacionais de última geração da evolução colisional e dinâmica destas famílias principais. Esta abordagem foi alargada a todas as famílias de meteoritos, revelando as fontes primárias dos condritos carbonáceos e acondritos, que se juntam aos da Lua, Marte e Vesta. 

Permitiu igualmente identificar a origem de asteroides de dimensão quilométrica (tamanho que ameaça a vida na Terra). Estes objetos são foco de numerosas missões espaciais (NEAR Shoemaker, Hayabusa1, Chang'E 2, Hayabusa2, OSIRIS-Rex, DART, Hera, etc.). Em particular, parece que os asteroides Ryugu e Bennu, com amostras recentemente capturadas pelas missões Hayabusa2 (JAXA) e OSIRIS-REx (NASA), respectivamente, e estudados em laboratórios de todo o mundo, derivam do mesmo asteroide progenitor da família Polana.

A origem dos restantes 10% dos meteoritos conhecidos está ainda por determinar. Para remediar esta situação, a equipe planeja continuar a sua exploração, desta vez concentrando-se na caracterização de todas as famílias jovens que se formaram há menos de 50 milhões de anos.

Três artigos foram publicados, dois na revista Nature e outro no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Centre National de la Recherche Scientifique

Resolvido o mistério de uma famosa anã marrom

Desde a sua descoberta em 1995, por pesquisadores do California Institute of Technology (Caltech) no Observatório Palomar, que já foram escritos centenas de artigos científicos acerca da primeira anã marrom conhecida, Gliese 229 B.

© Caltech (ilustração de anãs marrons binárias)

Mas ainda persistia um mistério premente referente a este objeto: é demasiado fraca para a sua massa. As anãs marrons são mais leves do que as estrelas e mais massivas do que os gigantes gasosos como Júpiter. 

E embora os astrônomos tenham medido a massa de Gliese 229 B como sendo cerca de 70 vezes superior à de Júpiter, um objeto com essa massa deveria brilhar mais do que o observado pelos telescópios. Agora, astrônomos resolveram finalmente este mistério: a anã marrom é, na verdade, um par de anãs marrons muito íntimas, com cerca de 38 e 34 vezes a massa de Júpiter, que giram em torno uma da outra a cada 12 dias. Os níveis de brilho observados no par correspondem ao que se espera de duas pequenas anãs marrons tênues com esta massa.

A descoberta leva a novas questões sobre a formação de pares de anãs marrons tão unidos como este e sugere que anãs marrons binárias semelhantes, ou mesmo exoplanetas binários, podem estar à espera de serem encontrados. 

Os astrônomos usaram o Observatório Palomar para descobrir que Gliese 229 B possuía metano na sua atmosfera, um fenômeno típico de gigantes gasosos como Júpiter, mas não de estrelas. Esta descoberta marcou a primeira detecção confirmada de uma classe de objetos frios semelhantes a estrelas, de nome anãs marrons, o elo perdido entre planetas e estrelas, que tinha sido teorizada cerca de 30 anos antes.

Para resolver Gliese 229 B em dois objetos, a equipe utilizou dois instrumentos diferentes, ambos acoplados ao VLT (Very Large Telescope) do ESO, no Chile. Usaram o instrumento GRAVITY, um interferômetro que combina a luz de quatro telescópios diferentes, para resolver espacialmente o corpo em dois, e usaram o instrumento CRIRES+ (CRyogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph) para detectar assinaturas espectrais distintas dos dois objetos. O último método envolveu a medição do movimento (ou efeito Doppler) das moléculas na atmosfera das anãs marrons, o que indicou que um corpo se dirigia na direção da Terra e o outro na direção oposta, e vice-versa, à medida que o par se orbitava um ao outro.

Estas observações, feitas ao longo de cinco meses, mostraram que a dupla de anãs marrons, agora com o nome Gliese 229 Ba e Gliese 229 Bb, orbitam-se uma à outra a cada 12 dias com uma separação apenas 16 vezes maior do que a distância entre a Terra e a Lua. O par ainda orbita uma estrela anã M (uma estrela menor e mais vermelha do que o nosso Sol) de 250 em 250 anos.

A forma como este par de objetos cósmicos rodopiantes surgiu é ainda um mistério. Algumas teorias dizem que os pares de anãs marrons podem formar-se nos discos de matéria que rodeiam uma estrela em formação. O disco se fragmentaria em duas "sementes" de anãs marrons, que se ligariam gravitacionalmente após um encontro próximo. Resta saber se estes mesmos mecanismos de formação funcionam para formar pares de planetas à volta de outras estrelas.

No futuro, a equipe gostaria de procurar anãs marrons binárias em órbitas ainda mais íntimas com instrumentos como o KPIC (Keck Planet Imager and Characterizer), que foi desenvolvido no Observatório W. M. Keck no Havaí, bem como o futuro HISPEC (High-resolution Infrared SPectrograph for Exoplanet Characterization), que está em construção no Caltech.

Dois artigos foram publicados, um na revista Nature e outro no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Novas informações sobre a forma como Marte se tornou inabitável

O rover Curiosity da NASA, que explora atualmente a cratera Gale em Marte, está fornecendo novos detalhes sobre como o antigo clima marciano passou de potencialmente adequado à vida para uma superfície inóspita tal como a conhecemos.

© NASA (ilustração de Marte antigo com água líquida à superfície)

Embora a superfície de Marte seja frígida e hostil à vida hoje em dia, os exploradores robóticos da NASA em Marte estão à procura de pistas sobre se poderia ter suportado vida num passado distante. Os pesquisadores utilizaram instrumentos a bordo do Curiosity para medir a composição isotópica de minerais ricos em carbono (carbonatos) encontrados na cratera Gale e descobriram novas perspectivas sobre a forma como o antigo clima do Planeta Vermelho se transformou.

Os valores isotópicos destes carbonatos apontam para quantidades extremas de evaporação, sugerindo que estes carbonatos se formaram provavelmente num clima que só podia suportar água líquida transiente. As amostras não são consistentes com um ambiente antigo com vida (biosfera) na superfície de Marte, embora isto não exclua a possibilidade de uma biosfera subterrânea ou de uma biosfera à superfície que começou e terminou antes da formação destes carbonatos. 

À medida que a água se evaporava, as versões leves de carbono e oxigênio tinham maior probabilidade de escapar para a atmosfera, enquanto as versões pesadas eram deixadas para trás com maior frequência, acumulando-se em abundâncias mais elevadas e, neste caso, acabando por ser incorporadas nas rochas carbonatadas. 

Os cientistas estão interessados nos carbonatos devido à sua capacidade comprovada de agirem como registros climáticos. Estes minerais podem reter assinaturas dos ambientes em que se formaram, incluindo a temperatura e a acidez da água, a composição da água e da atmosfera. 

O estudo propõe dois mecanismos de formação para os carbonatos encontrados na cratera Gale. No primeiro cenário, os carbonatos são formados através de uma série de ciclos úmidos-secos na cratera Gale. No segundo, os carbonatos são formados em água muito salgada sob condições frias e de formação de gelo (criogênicas) na cratera Gale.

Estes cenários climáticos para um Marte antigo já tinham sido propostos anteriormente, com base na presença de certos minerais, em modelos em escala global e na identificação de formações rochosas. Este resultado é o primeiro a acrescentar evidências isotópicas de amostras de rocha para apoiar os cenários. Os valores dos isótopos pesados nos carbonatos marcianos são significativamente mais elevados do que os observados na Terra para os minerais de carbonato e são os valores de isótopos de carbono e oxigênio mais pesados registrados para quaisquer materiais em Marte. Embora a evaporação possa causar alterações significativas nos isótopos de oxigênio na Terra, as alterações medidas neste estudo foram duas a três vezes maiores. Isto significa que houve um grau extremo de evaporação que levou estes valores isotópicos a serem tão elevados ou estes isótopos pesados foram preservados, pelo que quaisquer processos que criassem valores isotópicos mais leves devem ter sido significativamente menores em magnitude.

Esta descoberta foi feita utilizando os instrumentos SAM (Sample Analysis at Mars) e TLS (Tunable Laser Spectrometer) a bordo do rover Curiosity. O SAM aquece as amostras até cerca quase 900°C e depois o TLS é utilizado para analisar os gases que são produzidos durante esta fase de aquecimento.

Um artigo foi publicado no periódico Proceedings of the National Academy of Sciences. 

Fonte: NASA

Será que um exoplaneta distante abriga uma lua vulcânica?

Uma nova pesquisa realizada no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA revela potenciais sinais de uma lua rochosa e vulcânica em órbita de um exoplaneta situado a 635 anos-luz da Terra.

© NASA (ilustração de lua vulcânica ao redor de exoplaneta e sua estrela)

A pista mais significativa é uma nuvem de sódio que os resultados sugerem estar próxima, mas ligeiramente dessincronizada com o exoplaneta, um gigante gasoso do tamanho de Saturno chamado WASP-49 b, embora seja necessária investigação adicional para confirmar o comportamento da nuvem. 

No nosso Sistema Solar, as emissões de gás da lua vulcânica de Júpiter, Io, criam um fenômeno semelhante. Embora não tenha sido ainda confirmada a existência de nenhuma exolua (luas de planetas localizados além do nosso Sistema Solar), foram identificados vários candidatos. 

É provável que estas companheiras planetárias tenham passado despercebidas porque são demasiado pequenas e tênues para serem detectadas pelos telescópios atuais. A nuvem de sódio em torno de WASP-49 b foi detectada pela primeira vez em 2017. 

A lua Io, o corpo mais vulcânico do nosso Sistema Solar, expele constantemente dióxido de enxofre, sódio, potássio e outros gases que podem formar vastas nuvens em volta de Júpiter até 1.000 vezes o raio do planeta gigante. É possível que os astrónomos que observam outro sistema estelar possam detectar uma nuvem de gás como a de Io, mesmo que a lua seja demasiado pequena para ser vista.

Tanto WASP-49 b como a sua estrela são compostos principalmente por hidrogênio e hélio, com vestígios de sódio. Nenhum dos dois contém sódio suficiente para explicar a nuvem, que parece vir de uma fonte que está produzindo cerca de 100.000 quilogramas de sódio por segundo. Mesmo que a estrela ou o planeta pudessem produzir essa quantidade de sódio, não é claro qual o mecanismo que o poderia expelir para o espaço. Poderá a fonte ser uma exolua vulcânica? 

O trabalho para responder esta questão revelou-se imediatamente um desafio porque, a uma distância tão grande, a estrela, o planeta e a nuvem sobrepõem-se frequentemente e ocupam o mesmo ponto minúsculo e distante no espaço. Por isso, o sistema deve ser observado ao longo do tempo. Por exemplo, duas vezes as observações indicaram que a nuvem aumentou subitamente de tamanho, como se estivesse sendo reabastecida, quando não estava junto ao planeta. Também foi observado que a nuvem se movia mais depressa do que o planeta, o que pareceria impossível a menos que estivesse sendo gerada por outro corpo que se movesse independentemente e mais depressa do que o planeta. 

Embora estas observações tenham intrigado os pesquisadores, estes afirmam que precisariam de observar o sistema durante mais tempo para terem a certeza da órbita e da estrutura da nuvem. 

O exoplaneta WASP-49 b orbita a estrela a cada 2,8 dias com uma regularidade semelhante à de um relógio, mas a nuvem aparecia e desaparecia atrás da estrela ou atrás do planeta em intervalos aparentemente irregulares. Usando um modelo computacional, os pesquisadores mostraram que uma lua com uma órbita de oito horas em volta do planeta podia explicar o movimento e a atividade da nuvem, incluindo a forma como por vezes parecia mover-se à frente do planeta e não parecia estar associada a uma região particular do planeta.

Na Terra, os vulcões são impulsionados pelo calor no seu núcleo, remanescente da formação planetária. Os vulcões de Io, por outro lado, são impulsionados pela gravidade de Júpiter, que "aperta e desaperta" a lua à medida que esta se aproxima ou se afasta do planeta. Esta flexão aquece o interior da pequena lua, levando a um processo chamado vulcanismo de marés. Se WASP-49 b tiver uma lua de tamanho semelhante ao da Terra, estima-se que a rápida perda de massa combinada com a compressão da gravidade do planeta acabará por provocar a sua desintegração.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Dúzias de estrelas massivas lançadas de jovem aglomerado estelar

Astrônomos utilizaram dados do telescópio espacial Gaia da ESA para descobrir 55 estrelas velozes lançadas do jovem aglomerado estelar R136 na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

© STScI (ilustração do aglomerado estelar R136)

Este fato aumenta dez vezes o número de "estrelas em fuga" conhecidas nesta região. Quando os aglomerados estelares se formam, as estrelas recém-nascidas movem-se de forma cruzada e quase que roçam entre si, o que pode resultar na ejeção de estrelas para fora do jovem aglomerado. 

Os astrónomos descobriram que o jovem aglomerado estelar R136 ejetou praticamente um-terço das suas estrelas mais massivas nos últimos milhões de anos, a velocidades superiores a 100.000 km/h. Estas estrelas viajaram até 1.000 anos-luz do seu local de nascimento antes de explodirem como supernovas no final da sua vida, produzindo uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. 

Outra descoberta surpreendente: não houve um único período em que as estrelas foram dinamicamente ejetadas, mas sim dois. O primeiro episódio ocorreu há 1,8 milhões de anos, quando o aglomerado se formou. O segundo episódio ocorreu há apenas 200.000 anos e tinha características muito diferentes. Por exemplo, as estrelas em fuga deste segundo episódio movem-se mais lentamente e não são disparadas em direções aleatórias como no primeiro episódio, mas numa direção preferencial. Os pesquisadores pensam que o segundo episódio de expulsão estelar se deveu à interação de R136 com outro aglomerado próximo (que só foi descoberto em 2012). O segundo episódio pode prever que os dois aglomerados se vão misturar e fundir num futuro próximo. 

As estrelas massivas eventualmente explodem como supernovas. Durante a sua vida, são extremamente brilhantes, até mais de um milhão de vezes mais brilhantes do que o Sol, e emitem principalmente luz ultravioleta que ioniza o gás hidrogênio circundante. Vivem apenas durante um curto período de tempo (milhões de anos) e normalmente ainda explodem na região de formação estelar em que nasceram. Esta região de formação estelar é constituída por nuvens de gás e poeira que amortecem o efeito que as estrelas massivas têm no seu meio envolvente.

Esta é a primeira vez que se encontra um número tão grande (55) de estrelas de alta velocidade originárias de um único aglomerado. O R136 é um aglomerado muito especial, com centenas de milhares de estrelas, incluindo as estrelas mais massivas conhecidas (até 300 vezes a massa do Sol). Faz parte da maior região de formação estelar conhecida num raio de cinco milhões de anos-luz. É possível que as estrelas fugitivas formadas no início do Universo tenham dado uma contribuição importante para a chamada reionização do Universo causada pela luz ultravioleta. 

Os astrônomos utilizaram dados do telescópio Gaia da ESA, que mede as posições, distâncias e velocidades de mais de um bilhão de estrelas. O Gaia está localizado muito para além da Lua, a uma distância de 1,5 milhões de quilômetros da Terra. O principal objetivo da equipe era testar os limites das capacidades do Gaia. 

O R136 está localizado na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia irmã da Via Láctea, a uma distância de 160.000 anos-luz. É uma distância muito grande para as medições do Gaia. Este aglomerado estelar se formou há apenas 1,8 milhões de anos e, por isso, as estrelas em fuga não podem ainda estar tão longe que se torne impossível identificá-las. Ao conseguir encontrar muitas destas estrelas, será possível fazer afirmações estatísticas confiáveis.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NOVA

Buraco negro destrói estrela e vai à caça de outro astro celeste

O observatório de raios X Chandra da NASA, e outros telescópios, identificaram um buraco negro supermassivo que despedaçou uma estrela e está agora usando estes destroços estelares para esmagar ou outra estrela ou um buraco negro menor.

© NASA (disco de material criado por buraco negro)

Esta pesquisa ajuda a ligar dois mistérios cósmicos e fornece informações sobre o ambiente em torno de alguns dos maiores tipos de buracos negros. Em 2019, um telescópio óptico no estado norte-americano da Califórnia observou uma explosão de luz que foi classificada mais tarde como um "evento de perturbação de marés" (TDEs, "Tidal Disruption Events"). Trata-se de casos em que os buracos negros destroem estrelas, e se aproximarem demasiado, através das suas poderosas forças de maré. Os astrônomos deram a este TDE o nome de AT2019qiz. 

Entretanto, os cientistas estavam também seguindo casos de outro tipo de fenômenos cósmicos observados ocasionalmente em todo o Universo. Tratavam-se de breves e regulares explosões de raios X que ocorriam perto de buracos negros supermassivos. Estes eventos são chamados "erupções quase periódicas" (QPEs, "Quasi-Periodic Eruptions"). Este último estudo fornece aos cientistas evidências de que os TDEs e as QPEs estão provavelmente ligados. 

Os pesquisadores pensam que as QPEs surgem quando um objeto se esmaga no disco deixado para trás após o TDE. Embora possam existir outras explicações, os autores do estudo propõem que esta é a fonte de pelo menos algumas QPEs. Em 2023, foram usados o Chandra e o Hubble para estudar simultaneamente os detritos deixados para trás após o fim da perturbação de marés. Os dados do Chandra foram obtidos durante três observações diferentes, cada uma separada por cerca de 4 a 5 horas. A exposição total de cerca de 14 horas de tempo, pelo Chandra, revelou apenas um sinal fraco na primeira e na última observação, mas um sinal muito forte na observação do meio. 

A partir daí, os pesquiadores usaram o NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer) da NASA para observar frequentemente AT2019qiz em busca de explosões repetidas de raios X. Os dados do NICER mostraram que AT2019qiz entra em erupção aproximadamente a cada 48 horas. Observações do Observatório Neil Gehrels Swift da NASA e do telescópio AstroSat da Índia concretizaram a descoberta. Os dados ultravioletas do Hubble, obtidos ao mesmo tempo que as observações do Chandra, permitiram aos cientistas determinar o tamanho do disco em volta do buraco negro supermassivo. Descobriram que o disco se tinha tornado suficientemente grande para que, se algum objeto estivesse orbitando o buraco negro e demorasse cerca de uma semana ou menos para completar uma órbita, colidisse com o disco e causasse erupções. 

Este resultado tem implicações na procura por mais erupções quase periódicas associadas a perturbações de marés. A descoberta de mais destas erupções permitiria medir a prevalência e as distâncias de objetos em órbitas próximas de buracos negros supermassivos. Alguns deles podem ser excelentes alvos para os futuros observatórios de ondas gravitacionais que estão planejados.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Revelado pormenores elusivos em sistemas estelares jovens

A cada segundo nascem mais de 3.000 estrelas no Universo visível. Muitas estão rodeadas por um disco protoplanetário.

© NAOJ (ilustração de um disco de formação planetária em torno de uma estrela)

No entanto, os processos exatos que dão origem às estrelas e aos sistemas planetários ainda são pouco conhecidos. Uma equipe de astrônomos liderada por pesquisadores da Universidade do Arizona utilizou o telescópio espacial James Webb (JWST) para obter alguns dos conhecimentos mais detalhados das forças que moldam os discos protoplanetários.

As observações fornecem vislumbres do possível aspecto do nosso Sistema Solar há 4,6 bilhões de anos. Especificamente, foi detectado os chamados ventos de disco com um detalhe sem precedentes. Estes ventos são correntes de gás que sopram do disco de formação planetária para o espaço. Alimentados em grande parte por campos magnéticos, estes ventos podem viajar dezenas de quilômetros em apenas um segundo.

As descobertas ajudam a compreender melhor como os jovens sistemas planetários se formam e evoluem. Um dos processos mais importantes num disco protoplanetário é o fato da estrela consumir matéria do disco que a rodeia, ou seja, a acreção. O modo como uma estrela acreta massa tem uma grande influência na forma como o disco circundante evolui ao longo do tempo, incluindo a maneira como os planetas se formam mais tarde.

As estrelas jovens crescem puxando gás do disco que está girando à sua volta, mas para que isso aconteça, o gás tem de perder alguma da sua inércia. Caso contrário, o gás orbitaria consistentemente a estrela e nunca cairia sobre ela. Este processo é denominado "perda de momento angular", mas a forma exata como isso acontece tem-se revelado difícil de entender. Para melhor compreender como o momento angular funciona num disco protoplanetário, é útil imaginar uma patinadora no gelo: o juntar os braços ao seu corpo fará que ela gire mais depressa, enquanto que esticá-los abrandará a sua rotação. Como a sua massa não se altera, o momento angular permanece o mesmo. Para que a acreção ocorra, o gás ao longo do disco tem de perder momento angular. 

Uma vez que existem outros processos que moldam os discos protoplanetários, é fundamental poder distinguir entre os diferentes fenômenos. Enquanto o material na orla interna do disco é empurrado para fora pelo campo magnético da estrela, no que é conhecido como vento X, as partes exteriores do disco são corroídas pela intensa luz estelar, resultando nos chamados ventos térmicos, que sopram a velocidades muito mais lentas.

Para distinguir entre o vento impulsionado pelo campo magnético, o vento térmico e o vento-X, é necessário utilizar a elevada sensibilidade e resolução do JWST. Ao contrário do vento X, que tem um foco restrito, os ventos observados no presente estudo têm origem numa região mais vasta que incluiria os planetas rochosos interiores do nosso Sistema Solar, aproximadamente entre a Terra e Marte. Estes ventos também se estendem mais acima do disco do que os ventos térmicos, atingindo distâncias centenas de vezes superiores à distância entre a Terra e o Sol.

Para este estudo, os pesquisadores selecionaram quatro sistemas de discos protoplanetários, todos eles vistos de lado da perspectiva da Terra. A sua orientação permitiu que a poeira e o gás no disco atuassem como uma máscara, bloqueando alguma da luz da brilhante estrela central, que de outra forma teria oprimido os ventos. Ao configurar os detectores do JWST para distinguir moléculas em certos estados de transição, a equipe foi capaz de rastrear várias camadas dos ventos. As observações revelaram uma estrutura intrincada e tridimensional de um jato central, aninhado dentro de um invólucro em forma de cone de ventos com origem a distâncias progressivamente maiores do disco, semelhante à estrutura em camadas de uma cebola.

Uma nova descoberta importante, de acordo com os pesquisadores, foi a detecção consistente de um buraco central pronunciado no interior dos cones, formado por ventos moleculares em cada um dos quatro discos. A equipe espera, no futuro, expandir estas observações a mais discos protoplanetários, para ter uma melhor noção de quão comuns são as estruturas do vento de disco observadas no Universo e de como evoluem ao longo do tempo.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Arizona