Quando uma estrela estável explode

As anãs brancas estão entre as estrelas mais estáveis. Estas estrelas que esgotaram a maior parte de seu combustível nuclear, embora ainda sejam tão massivas quanto o Sol, e encolheram a um tamanho relativamente pequeno podem durar bilhões ou até trilhões de anos.

© Chandra/Spitzer/VLA (remanescente de supernova G344.7-0.1)

No entanto, uma anã branca com uma estrela companheira próxima pode se tornar um barril de pólvora cósmica. Se a órbita da companheira se aproximar demais, a anã branca pode puxar material dela até que cresça tanto que se torne instável e exploda.

Este tipo de explosão estelar é chamada de supernova Tipo Ia. Embora seja geralmente aceito pelos astrônomos que tais encontros entre anãs brancas e estrelas companheiras "normais" são uma fonte provável de explosões de supernovas Tipo Ia, muitos detalhes do processo não são bem compreendidos.

Uma maneira de estudar o mecanismo de explosão é observar os elementos deixados para trás pela supernova em seus escombros ou material ejetado. Esta nova imagem composta mostra G344.7-0.1, um remanescente de supernova criado por uma supernova Tipo Ia, através dos olhos de diferentes telescópios. Os raios X do observatório de raios X Chandra da NASA (azul) foram combinados com dados infravermelhos do telescópio espacial Spitzer da NASA (amarelo e verde), bem como dados de rádio do Very Large Array e do telescópio do Australia Telescope Compact Array (vermelho). 

O Chandra é uma das melhores ferramentas disponíveis para os cientistas estudarem remanescentes de supernovas e medirem a composição e distribuição de elementos "pesados" que eles contêm. 

Os astrônomos estimam que G344.7-0.1 tenha cerca de 3.000 a 6.000 anos. Por outro lado, os remanescentes do Tipo Ia mais conhecidos e amplamente observados, incluindo Kepler, Tycho e SN 1006, explodiram no último milênio ou assim vistos da Terra. Portanto, este olhar profundo em G344.7-0.1 com o Chandra dá aos astrônomos uma janela para uma importante fase posterior na evolução de um remanescente de supernova Tipo Ia.

Tanto a onda de explosão em expansão quanto os detritos estelares produzem raios X em remanescentes de supernovas. Conforme os destroços se movem para fora da explosão inicial, eles encontram resistência do gás circundante e diminuem a velocidade, criando uma onda de choque reversa que viaja de volta para o centro da explosão. O choque reverso aquece os detritos a milhões de graus, fazendo com que brilhem em raios X. 

Remanescentes do tipo Ia como Kepler, Tycho e SN 1006 são muito jovens para o choque reverso para ter tempo de viajar para trás de forma plausível para aquecer todos os destroços no centro do remanescente. No entanto, a idade relativamente avançada de G344.7-0.1 significa que o choque reverso voltou por todo o campo de destroços. 

Os dados do Chandra sugerem que a região com a maior densidade de ferro foi aquecida pelo choque reverso mais recentemente do que os elementos nas estruturas em forma de arco, o que implica que está localizada perto do verdadeiro centro da explosão estelar.

Estes resultados apoiam as previsões de modelos para explosões de supernovas Tipo Ia, que mostram que elementos mais pesados ​​são produzidos no interior de uma anã branca em explosão. Nota-se que o ferro mais denso está localizado à direita do centro geométrico remanescente da supernova. Esta assimetria é provavelmente causada pelo fato de o gás ao redor do remanescente ser mais denso à direita do que à esquerda.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto o primeiro planeta fora da Via Láctea?

Podem ter sido detectados, pela primeira vez, sinais de um planeta transitando uma estrela localizada fora da Via Láctea.

© Hubble/Chandra (M51 e localização do candidato a planeta)

A imagem mostra uma composição de M51 com raios X do Chandra e luz óptica do telescópio espacial Hubble que contém uma caixa assinalando a localização do possível candidato a planeta. 

Este resultado intrigante, recorrendo ao observatório de raios X Chandra da NASA, abre uma nova janela para a busca de exoplanetas a distâncias maiores do que nunca.

O possível candidato a exoplaneta está localizado na galáxia espiral Messier 51 (M51), também chamada Galáxia do Redemoinho por causa do seu perfil distinto. 

Os exoplanetas são planetas definidos como planetas localizados além do nosso Sistema Solar. Até agora, os astrônomos encontram outros exoplanetas conhecidos e candidatos a exoplaneta na Via Láctea, quase todos a menos de aproximadamente 3.000 anos-luz da Terra. Um exoplaneta em M51 estaria a cerca de 28 milhões de anos-luz de distância, o que significa que estaria milhares de vezes mais distante do que os exoplanetas na Via Láctea.

Este novo resultado é baseado em trânsitos, eventos em que a passagem de um planeta à frente de uma estrela bloqueia parte da luz estelar e produz uma queda de brilho característica. 

Usando telescópios terrestres e espaciais - como as missões Kepler e TESS da NASA - os astrônomos procuraram quedas na luz visível, radiação eletromagnética, permitindo a descoberta de milhares de planetas. Agora, os astrônomos procuraram por quedas no brilho de raios X recebido de binários brilhantes. Estes sistemas luminosos normalmente contêm uma estrela de nêutrons ou um buraco negro que puxa gás de uma estrela companheira em órbita próxima. 

O material perto da estrela de nêutrons ou buraco negro torna-se superaquecido e brilha em raios X. Como a região que produz raios X brilhantes é pequena, um planeta que passa à sua frente pode bloquear a maioria ou todos os raios X, tornando o trânsito mais fácil de localizar porque os raios X podem desaparecer completamente. Isto pode permitir a detecção de exoplanetas a distâncias muito maiores do que os atuais estudos ópticos de trânsitos, que devem ser capazes de detectar diminuições mínimas de luz porque o planeta apenas bloqueia uma pequena fração da estrela.

A equipe usou este método para detectar o candidato a exoplaneta num sistema binário chamado M51-ULS-1, localizado em M51. Este sistema binário contém um buraco negro ou uma estrela de nêutrons que orbita uma estrela companheira com aproximadamente 20 vezes a massa do Sol.

O trânsito de raios X que encontraram com dados do Chandra durou cerca de três horas, durante as quais a emissão de raios X caiu para zero. Com base nesta e em outras informações, os pesquisadores estimam que o candidato a exoplaneta em M51-ULS-1 seria aproximadamente do tamanho de Saturno e orbitaria a estrela de nêutrons ou buraco negro a cerca de duas vezes a distância de Saturno ao Sol.

Embora este seja um estudo interessante, são necessários mais dados para verificar a interpretação como um exoplaneta extragaláctico. Um desafio é que a grande órbita do candidato a planeta significa que não cruzaria em frente do seu parceiro binário durante cerca de 70 anos, frustrando quaisquer tentativas de uma observação de confirmação durante décadas. 

Pode a diminuição de brilho ter sido provocada por uma nuvem de gás e poeira passando em frente da fonte de raios X? Os pesquisadores consideram esta explicação improvável, já que as características do evento observado em M51-ULS-1 não são consistentes com a passagem de tal nuvem. O modelo de um candidato a planeta é, no entanto, consistente com os dados. 

Se realmente existe um planeta neste sistema, provavelmente teve uma história tumultuosa e um passado violento. Um exoplaneta no sistema teria que sobreviver à explosão de supernova que criou a estrela de nêutrons ou buraco negro. Em algum ponto, a estrela companheira também pode explodir como supernova e banhar o planeta novamente com níveis extremamente altos de radiação.

Os astrônomos procuraram trânsitos de raios X em três galáxias fora da Via Láctea, usando tanto o Chandra quanto o XMM-Newtron da ESA. A pesquisa cobriu 55 sistemas em M51, 64 sistemas em M101 (a Galáxia do Cata-Vento) e 119 sistemas em M104 (a Galáxia do "Sombrero"), resultando no único candidato a exoplaneta descrito aqui.

Estão disponíveis conjuntos substanciais de dados do Chandra para pelo menos 20 galáxias, incluindo algumas como M31 e M33 que estão muito mais próximas do que M51, permitindo que trânsitos mais curtos sejam detectados. Outra linha interessante de investigação é procurar trânsitos de raios X em fontes da Via Láctea para descobrir novos exoplanetas próximos em ambientes incomuns.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto um disco deformado em torno de buraco negro

Uma equipe internacional de astrofísicos da África do Sul, Reino Unido, França e Estados Unidos encontrou grandes variações no brilho da luz vista em torno de um dos buracos negros mais próximos da Via Láctea, a 9.600 anos-luz da Terra, que podem ser provocadas por uma curvatura no seu disco de acreção.

© John Paice (buraco negro com disco de acreção deformado)

Este objeto, MAXI J1820+070, entrou em erupção como um novo transiente em março de 2018 e foi descoberto por um telescópio de raios X japonês a bordo da Estação Espacial Internacional. 

Estes transientes, sistemas que exibem surtos violentos, são sistemas binários, consistindo de uma estrela de baixa massa, semelhante ao nosso Sol e um objeto muito mais compacto, que pode ser uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Neste caso, MAXI J820+070 contém um buraco negro com pelo menos 8 vezes a massa do nosso Sol. A descoberta foi feita a partir de uma extensa e detalhada curva de luz obtida ao longo de quase um ano por dedicados astrônomos amadores espalhados pelo planeta que fazem parte da AAVSO (American Association of Variable Star Observers). 

O MAXI J1820+070 é um dos três transientes de raios X mais brilhantes já observados, uma consequência tanto da sua proximidade com a Terra quanto de não se situar no plano obscuro da Via Láctea. 

O material da estrela normal é puxado pelo objeto compacto para o disco de acreção circundante de gás em espiral. Os surtos violentos ocorrem quando o material no disco se torna quente e instável, é acumulado no buraco negro e libera grandes quantidades de energia antes de atravessar o horizonte de eventos. Este processo é caótico e altamente variável, variando em escalas de tempo de milissegundos a meses.

A equipe produziu uma visualização do sistema, mostrando como um enorme fluxo de raios X é emanado de muito perto do buraco negro e depois irradia a matéria circundante, especialmente o disco de acreção, aquecendo-o a cerca de 10.000 K, que é visto no visível. É por isso que, à medida que a explosão de raios X diminui, o mesmo ocorre com a luz óptica. Mas algo inesperado aconteceu quase três meses após o início do surto, quando a curva de luz óptica começou uma grande modulação, ao longo de um período de aproximadamente 17 horas. 

No entanto, não houve nenhuma mudança na produção de raios X, que permanecia estável. Embora pequenas modulações visíveis quase periódicas tenham sido vistas no passado durante outras explosões transitórias de raios X, nada a esta escala tinha sido visto antes.

O que estava provocando este comportamento extraordinário? Com o ângulo de visão do sistema, foi possível rapidamente descartar a explicação normal de que os raios X estavam iluminando a face interna da estrela doadora porque o brilho estava ocorrendo no momento errado. Nem podia ser devido à variação da luz de onde o fluxo de transferência de massa atinge o disco à medida que a modulação gradualmente se movia em relação à órbita. 

Isto deixava apenas uma explicação possível, o enorme fluxo de raios X irradiava o disco e fazia-o deformar, como mostra a imagem. A distorção fornece um grande aumento na área do disco que pode ser iluminado, fazendo com que o fluxo de luz óptica aumente dramaticamente quando vista no momento certo. Este comportamento já tinha sido visto em binários de raios X com dadores mais massivos, mas nunca num buraco negro transiente com um doador de baixa massa como este. 

Abre um caminho completamente novo para estudar a estrutura e as propriedades dos discos de acreção deformados. São conhecidos alguns sistemas binários com buracos negros na nossa Galáxia, todos com massas com cerca de 5 a 15 massas solares. Todos eles crescem pela acreção de matéria.

Tendo início há cerca de 5 anos, um importante programa científico do SALT (Southern African Large Telescope) para estudar objetos transientes fez uma série de importantes observações de binários compactos, incluindo sistemas com buracos negros como MAXI J1820+070.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Southampton

Visão antecipada da destruição de uma estrela

Como testemunha de uma morte violenta, o telescópio espacial Hubble forneceu recentemente uma visão abrangente e sem precedentes dos primeiros momentos da morte cataclísmica de uma estrela.

© STScI/Hubble (NGC 4567, NGC 4568 & SN 2020fqv)

Os dados do Hubble, combinados com outras observações da estrela condenada a partir de telescópios espaciais e terrestres, podem proporcionar um sistema de alerta precoce para outras estrelas prestes a explodir.

A supernova, chamada SN 2020fqv, encontra-se nas galáxias Borboleta em interação, localizadas a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Virgem. Foi descoberta em abril de 2020 pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) no Observatório Palomar em San Diego, EUA. 

Os astrônomos perceberam que a supernova estava sendo observada simultaneamente pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), um satélite da NASA projetado principalmente para descobrir exoplanetas, com a capacidade de detectar uma variedade de outros fenômenos. Rapidamente apontaram o Hubble e um conjunto de telescópios terrestres para ela. Juntos, estes observatórios deram a primeira visão holística de uma estrela no estágio inicial de destruição. 

O Hubble sondou o material muito perto da estrela, chamado de material circunstelar, meras horas após a explosão. Este material foi expelido pela estrela no último ano da sua vida. Estas observações permitiram entender o que estava acontecendo com a estrela pouco antes de morrer.

A equipe analisou observações da estrela pelo Hubble que remontam até à década de 1990. O TESS forneceu uma imagem do sistema a cada 30 minutos, começando vários dias antes da explosão, passando pela própria explosão e continuando por várias semanas. O Hubble foi usado novamente apenas algumas horas depois da primeira detecção da explosão. E, ao estudar o material circunstelar com o Hubble, os cientistas compreenderam o que estava acontecendo em torno da estrela ao longo da década anterior. Ao combinar todas estas informações, foi possível criar uma visão de várias décadas dos anos finais da estrela.

Os astrônomos denominaram a supernova SN 2020fqv de "a Pedra de Roseta das supernovas". A antiga Pedra de Roseta, que tem o mesmo texto inscrito em três línguas diferentes, ajudou os especialistas a aprender a ler os hieróglifos antigos. 

No caso desta supernova, foram usados três métodos diferentes para determinar a massa da estrela em explosão. Isto incluiu comparar as propriedades e a evolução da supernova com modelos teóricos; usando informações de uma imagem do arquivo Hubble de 1997 da estrela para descartar estrelas de maior massa; e usando observações para medir diretamente a quantidade de oxigênio na supernova, que examina a massa da estrela. Os resultados são todos consistentes: cerca de 14 a 15 vezes a massa do Sol. A determinação precisa da massa da estrela que explode como supernova é crucial para entender como as estrelas massivas vivem e morrem. 

Nos anos que antecedem à explosão das estrelas, elas tendem a tornar-se mais ativas. A supergigante vermelha Betelgeuse, que recentemente expeliu quantidades significativas de material, provavelmente se tornará em breve uma supernova. Isto pode ser um sinal!

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

Fonte: ESA

Atmosfera despojada de exoplaneta por um impacto gigante

Os sistemas planetários jovens geralmente "sofrem" muito quando crescem, à medida que corpos recém-formados colidem e fundem-se para formar planetas progressivamente maiores.

© Mark A. Garlick (impacto gigante no sistema estelar próximo HD 172555)

No nosso próprio Sistema Solar, pensa-se que a Terra e a Lua sejam produtos deste tipo de impacto gigante. Os astrônomos presumem que tais colisões deveriam ser comuns em sistemas primitivos, mas têm sido difíceis de observar em torno de outras estrelas.

Agora, astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da Universidade Nacional da Irlanda, da Universidade de Cambridge descobriram evidências de um impacto gigante que ocorreu num sistema estelar próximo, a apenas 95 anos-luz da Terra. 

A estrela, chamada HD 172555, tem cerca de 23 milhões de anos e os cientistas suspeitaram que a sua poeira contém vestígios de uma colisão recente. A equipe observou mais evidências de um impacto gigante em torno da estrela. Determinaram que a colisão provavelmente ocorreu entre um planeta do tamanho aproximado da Terra e um impactador menor, há pelo menos 200.000 anos, com velocidades de cerca de 10 km/s. 

Crucialmente, foi detectado gás indicando que tal impacto de alta velocidade provavelmente fez explodir parte da atmosfera do planeta, um evento dramático que explicaria o gás e poeira observados em torno da estrela. 

A estrela HD 172555 tem sido objeto de intriga entre os astrônomos devido à composição incomum da sua poeira. As observações ao longo dos últimos anos mostraram que a poeira da estrela contém grandes quantidades de minerais incomuns, em grãos que são muito mais finos do que o esperado para um típico disco estelar de detritos. 

Foram analisados dados obtidos pelo ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile, que consiste de 66 radiotelescópios, cujo espaçamento pode ser ajustado para aumentar ou diminuir a resolução das suas imagens. A equipe examinou os dados do arquivo público do ALMA, em busca de sinais de monóxido de carbono em torno de estrelas próximas. Quando for analisado o gás em discos de detritos, o monóxido de carbono é normalmente o mais brilhante e, portanto, o mais fácil de encontrar.

Com uma reanálise cuidadosa, foi detectado monóxido de carbono ao redor da estrela. Quando foi medida a sua abundância, descobriu-se que o gás correspondia a 20% do monóxido de carbono encontrado na atmosfera de Vênus. Também foi observado que o gás estava circulando em grandes quantidades, surpreendentemente perto da estrela, a cerca de 10 UA (10 vezes a distância entre a Terra e o Sol).

O monóxido de carbono é normalmente vulnerável à fotodissociação, um processo no qual os fótons de uma estrela quebram e destroem a molécula. A curta distância, normalmente haveria muito pouco monóxido de carbono tão perto de uma estrela. Assim, o grupo testou vários cenários para explicar a aparência abundante e próxima do gás. E rapidamente descartaram um cenário no qual o gás surgia de detritos de uma estrela recém-formada, bem como outro em que o gás era produzido por um cinturão de asteroides gelados. Também consideraram um cenário no qual o gás era emitido por muitos cometas gelados vindos de uma cinturão de asteroides distante, semelhante ao cinturão de Kuiper. Mas os dados também não encaixavam neste cenário. O último cenário que a equipe considerou foi que o gás era um remanescente de um impacto gigante.

A equipe estima que o gás foi liberado de um impacto gigante que ocorreu há pelo menos 200.000 anos, recente o suficiente para que a estrela não tivesse tido tempo de destruir completamente o gás.

Com base na abundância do gás, o impacto foi provavelmente massivo, envolvendo dois protoplanetas, provavelmente comparáveis em tamanho com a Terra. O impacto foi tão grande que provavelmente explodiu parte da atmosfera de um planeta, na forma do gás que é observado hoje.

Este estudo possibilita estudar a composição das atmosferas de exoplanetas que sofrem impactos gigantes, o que, em última análise, pode ajudar a esclarecer a condição atmosférica dos planetas terrestres durante o seu próprio estágio de impactos gigantes.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Evidências de atmosfera de vapor de água persistente em Europa

Observações pelo telescópio espacial Hubble revelaram recentemente vapor de água na atmosfera de Ganimedes, uma das luas de Júpiter.

© Hubble (Júpiter e a lua Europa)

Uma nova análise de imagens e espectros de arquivo revelou agora que o vapor de água também está presente na atmosfera da lua gelada de Júpiter, Europa.

A análise descobriu que uma atmosfera de vapor de água está presente apenas num hemisfério da lua. Este resultado melhora a nossa compreensão da estrutura atmosférica das luas geladas e ajuda a estabelecer as bases para as próximas missões científicas que irão explorar as luas geladas de Júpiter.

Europa, uma das 79 luas de Júpiter, é a sexta lua mais próxima de Júpiter e a sexta maior lua do Sistema Solar. É um globo de gelo maior do que o planeta anão Plutão, com uma superfície lisa marcada por fissuras e fendas. A superfície da lua é um ambiente desolado com uma temperatura média de -170 ºC e apenas uma atmosfera tênue. No entanto, os astrônomos suspeitam que Europa abriga um vasto oceano sob a sua superfície gelada.

Agora, pela primeira vez, foram descobertas evidências de vapor de água persistente na atmosfera de Europa. Usando uma técnica que recentemente resultou na descoberta de vapor de água na atmosfera da lua de Júpiter, Ganimedes, um astrônomo encontrou evidências de vapor de água no hemisfério que está sempre oposto à direção do seu movimento orbital. A distribuição assimétrica do vapor de água foi prevista por estudos anteriores com base em simulações de computador, mas não tinha sido detectada previamente por observações.

A detecção de uma abundância estável de água em Europa é surpreendente porque as temperaturas à superfície são muito baixas. Para fazer esta descoberta, foram analisados dados de arquivo do Hubble, com observações no ultravioleta de Europa de 1999, 2012, 2014 e 2015, enquanto a lua estava em várias posições orbitais. Todas estas observações foram feitas com um dos instrumentos mais versáteis do Hubble, o STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph).

Estas observações no ultravioleta pelo STIS permitiram a determinação da abundância de oxigênio, um dos constituintes da água, na atmosfera de Europa e, através da análise da densidade da emissão em diferentes comprimentos de onda, foi possível inferir a presença de vapor de água.

Observações anteriores de vapor de água em Europa foram associadas a plumas transitórias entrando em erupção através do gelo, análogas aos geysers aqui na Terra, mas com mais de 100 quilômetros de altura. Os fenômenos vistos nestes estudos das plumas eram aparentemente inomogeneidades transitórias ou bolhas na atmosfera. No entanto, os novos resultados mostram que estão presentes quantidades semelhantes de vapor de água, espalhadas por uma área maior em observações que vão de 1999 a 2015. Isto sugere a presença a longo prazo de uma atmosfera de vapor de água no hemisfério que está sempre escondido de Júpiter.

Apesar da presença de vapor de água neste hemisfério de Europa, não há indícios de água no hemisfério virado sempre para Júpiter. Os cientistas que trabalham para compreender estas luas geladas poderão em breve beneficiar de um olhar mais de perto. A missão JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) da ESA está sendo preparada para explorar Ganimedes, Calisto e Europa, as três maiores luas geladas de Júpiter. A JUICE é a primeira missão do programa Cosmic Vision da ESA e tem lançamento previsto para 2022, chegando a Júpiter em 2031.

A sonda vai transportar um conjunto avançado de instrumentos, a carga útil de sensoriamento remoto mais poderosa já transportada para o Sistema Solar exterior, e vai passar pelo menos três anos fazendo observações detalhadas do sistema joviano. Europa também será visitada por uma missão da NASA, Europa Clipper, que investigará a sua habitabilidade, bem como selecionará um local de pouso para uma missão futura.

Esta descoberta e as informações das próximas missões, como a JUICE, vão melhorar a nossa compreensão de ambientes potencialmente habitáveis no Sistema Solar. Compreender a formação e a evolução de Júpiter e das suas luas também ajuda os astrônomos a obter informações sobre exoplanetas semelhantes a Júpiter em torno de outras estrelas.

Fonte: ESA

A interação de um par de galáxias

Esta observação do telescópio espacial Hubble mostra o Arp 86, um peculiar par de galáxias em interação que fica a cerca de 220 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Pégaso.

© Hubble (Arp 86)

O Arp 86 é composto pelas duas galáxias NGC 7752 e NGC 7753, sendo que a NGC 7753 é a grande galáxia espiral que domina esta imagem, e a NGC 7752 é sua companheira menor.

A diminuta galáxia companheira quase parece estar ligada a NGC 7753, e é esta peculiaridade que ganhou esta designação, significando que o par de galáxias aparece no Atlas de Galáxias Peculiares compilado pelo astrônomo Halton Arp em 1966.

A disputa gravitacional entre as duas galáxias está condenada a terminar catastroficamente para NGC 7752. Ela acabará sendo lançada no espaço intergaláctico ou totalmente engolfada por sua vizinha muito maior.

O telescópio espacial Hubble observou o Arp 86 como parte de um esforço maior para entender as conexões entre as estrelas jovens e as nuvens de gás frio nas quais elas se formam. O Hubble observou aglomerados de estrelas e nuvens de gás e poeira em uma variedade de ambientes espalhados por galáxias próximas. Combinadas com as medições do Atacama Large Millimeter Array (ALMA), um gigantesco radiotelescópio situado no alto dos Andes chilenos, estas observações do Hubble fornecem um tesouro de dados para os astrônomos que trabalham para entender como as estrelas nascem. 

Estas observações também ajudaram a plantar as sementes de pesquisas futuras com um futuro telescópio espacial, o telescópio espacial James Webb. Este telescópio, com lançamento previsto para o final deste ano, estudará a formação de estrelas em regiões empoeiradas, como as galáxias do Arp 86.

Fonte: NASA

Sinais de rádio de estrelas distantes sugerem planetas ocultos

Usando a antena de rádio mais poderosa do mundo, os cientistas descobriram estrelas que lançam ondas de rádio inesperadamente, possivelmente indicando a existência de planetas ocultos.

© Daniëlle Futselaar (aurora em anã vermelha devido à interação com exoplaneta)

O Dr. Benjamin Pope, da Universidade de Queensland, na Austrália, e colegas do observatório nacional ASTRON dos Países Baixos têm procurado planetas usando o radiotelescópio mais poderoso do mundo, o LOFAR (Low Frequency Array), situado nos Países Baixos.

Foram descobertos sinais de 19 estrelas anãs vermelhas distantes, quatro das quais são melhor explicados pela existência de planetas em órbita. Sabe-se que os planetas no nosso Sistema Solar emitem ondas de rádio poderosas à medida que os seus campos magnéticos interagem com o vento solar, mas ainda não tinham sido captados sinais de rádio de exoplanetas.

Anteriormente, os astrônomos só eram capazes de detectar as estrelas mais próximas em emissão de rádio constante, e tudo o mais no céu era gás interestelar, ou exótico, como buracos negros. Agora, os radioastrônomos são capazes de ver estrelas antigas, sendo possível investigar quaisquer planetas em torno destas estrelas. 

A equipe concentrou-se em estrelas anãs vermelhas, que são muito menores que o Sol e conhecidas por terem intensa atividade magnética que impulsiona proeminências estelares e emissões de rádio. Mas algumas estrelas velhas e magneticamente inativas também apareceram, desafiando a compreensão convencional.

A Terra também tem auroras, frequentemente denominadas como auroras boreais e austrais, mas também emite poderosas ondas de rádio, isto deve-se à interação do campo magnético do planeta com o vento solar. Mas no caso das auroras de Júpiter, estas são muito mais fortes, pois a sua lua vulcânica Io está lançando material para o espaço, enchendo o ambiente de Júpiter com partículas que impulsionam auroras excepcionalmente poderosas.

Os astrônomos usam um modelo para esta emissão de rádio das estrelas que é uma versão ampliada de Júpiter e Io, com um planeta envolto no campo magnético de uma estrela, alimentando material em vastas correntes que similarmente impulsionam auroras brilhantes. 

As descobertas do LOFAR são apenas o começo, mas o telescópio só tem a capacidade de monitorar estrelas que estão relativamente próximas, até 165 anos-luz de distância. Com o radiotelescópio SKA (Square Kilometre Array) da Austrália e da África do Sul finalmente em construção, com início de operações previsto para 2029, a equipe espera ser capaz de ver centenas de estrelas relevantes a distâncias muito maiores.

A pesquisa foi publicada nas revistas Nature Astronomy e na The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ASTRON

Princípio da Equivalência de Einstein verificado em quasares

De acordo com a teoria da relatividade geral de Einstein, a gravidade afeta tanto a luz quanto a matéria.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração de um quasar)

Uma consequência desta teoria científica, baseada no Princípio da Equivalência, é que a luz que escapa de uma região com um forte campo gravitacional perde energia pelo caminho, ficando mais vermelha, um fenômeno conhecido como desvio para o vermelho gravitacional.

A sua quantificação fornece um teste fundamental da teoria da gravitação de Einstein. Até agora, este teste tinha sido realizado apenas em corpos no Universo próximo, mas graças à utilização de um novo procedimento experimental, cientistas do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) e da Universidade de Granada conseguiram medir o desvio para o vermelho gravitacional em quasares e assim estender o teste a regiões muito distantes de onde a luz foi emitida quando o nosso Universo era jovem.

O Princípio da Equivalência de Einstein é a pedra angular da Teoria da Relatividade Geral, que é a nossa melhor descrição atual da gravidade e uma das teorias básicas da física moderna. O princípio afirma que é experimentalmente impossível distinguir entre um campo gravitacional e um movimento acelerado do observador, e uma das suas previsões é que a luz emitida de dentro de um campo gravitacional intenso deve sofrer uma mudança mensurável para energias espectrais mais baixas, o que para a luz significa uma mudança para o vermelho, o denominado redshift (desvio para o vermelho). 

Esta previsão foi bem e frequentemente confirmada perto da Terra, desde as primeiras medições em 1959 por R.V. Pound e G.A. Rebka, da Universidade Harvard, até às medições mais recentes com satélites. Também foi confirmada usando observações do Sol e de algumas estrelas, como a vizinha Sirius B, e a estrela S2 perto do buraco negro supermassivo no centro da Galáxia. 

Mas confirmá-la com medições extragalácticas tem sido difícil, e houveram apenas alguns testes com medições complicadas e baixa precisão em aglomerados de galáxias relativamente perto de nós em termos cosmológicos. A razão para esta falta de testes no Universo mais distante é a dificuldade em medir o desvio para o vermelho, pois na maioria das situações o efeito da gravidade sobre a luz é muito pequeno. 

Por esta razão, os buracos negros massivos com campos gravitacionais muito fortes fornecem cenários promissores para medir desvios para o vermelho gravitacionais. Em particular, os buracos negros supermassivos encontrados no centro das galáxias, que têm campos gravitacionais enormes, fornecem um dos cenários mais promissores para medir o desvio para o vermelho gravitacional. Estes estão situados nos centros de quasares extraordinariamente luminosos e distantes. 

Um quasar é um objeto no céu que se parece com uma estrela, mas que está situado a uma grande distância de nós, de modo que a luz que dele recebemos foi emitida quando o Universo era muito mais jovem do que é agora. Isto significa que devem ser extremamente brilhantes. A origem desta enorme produção de energia é um disco de material quente que está sendo engolido pelo buraco negro supermassivo no seu centro. Esta energia é gerada numa região muito pequena, com apenas alguns dias-luz de tamanho. 

Nas proximidades do buraco negro há um campo gravitacional muito intenso e, portanto, ao estudar a luz emitida pelos elementos químicos nesta região (principalmente hidrogênio, carbono e magnésio) espera-se medir desvios para o vermelho gravitacionais muito grandes. Infelizmente, a maioria dos elementos nos discos de acreção de quasares também estão presentes em regiões mais distantes do buraco negro central, onde os efeitos gravitacionais são muito menores, de modo que a luz que recebemos destes elementos é uma mistura na qual não é fácil detectar claramente os desvios para o vermelho gravitacionais.

Agora, uma equipe de pesquisadores do IAC e da Universidade de Granada encontrou uma porção bem definida da luz ultravioleta emitida por átomos de ferro de uma região confinada à vizinhança do buraco negro. 

Por meio das lentes gravitacionais foi descoberto que uma característica espectral do ferro nos quasares parecia vir de uma região muito próxima do buraco negro. As medições do desvio para o vermelho confirmaram este achado. Usando este aspecto, os pesquisadores foram capazes de medir com clareza e precisão os desvios para o vermelho gravitacionais de muitos quasares e, possibilitando estimar as massas dos buracos negros.

Este teste do Princípio da Equivalência é baseado em medições que incluem galáxias ativas na nossa vizinhança (cerca de 13,8 bilhões de após o Big Bang) até quasares individuais a grandes distâncias, cuja luz foi emitida quando o Universo tinha apenas cerca de 2,2 bilhões de anos, cobrindo assim cerca de 80% da história do Universo

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Alguns dos maiores asteroides do Sistema Solar

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, os astrônomos obtiveram imagens de 42 dos maiores objetos do cinturão de asteroides, situado entre as órbitas de Marte e Júpiter.

© ESO/M. Kornmesser (42 asteroides do Sistema Solar e suas órbitas)

Nunca antes um grupo tão grande de asteroides foi fotografado de forma tão nítida. As observações revelam uma grande variedade de formas peculiares, desde esféricas ao "osso de cachorro", e estão ajudando os astrônomos a rastrear as origens dos asteroides em nosso Sistema Solar.

As imagens detalhadas destes 42 objetos são um grande passo à frente na exploração dos asteroides, possível graças aos telescópios terrestres, e contribuem para responder à "questão fundamental sobre a vida, o Universo e tudo mais". No "Guia do Mochileiro das Galáxias”, de Douglas Adams, o número 42 é a resposta à “questão fundamental sobre a vida, o Universo e tudo mais.” Hoje, 12 de outubro de 2021 celebra-se o 42º aniversário da publicação deste livro.

Apenas três grandes asteroides do cinturão principal, Ceres, Vesta e Lutetia, foram fotografados com um alto nível de detalhe até agora, visto que foram visitados pelas missões espaciais Dawn e Rosetta da NASA e da ESA, respectivamente. 

O anteriormente pequeno número de observações detalhadas de asteroides implicava que, até agora, muitas características cruciais, tais como a forma tridimensional ou a densidade, permaneciam essencialmente desconhecidas. 

A maior parte dos 42 objetos desta amostra tem uma dimensão superior a 100 km; em particular, a equipe obteve imagens de praticamente todos os asteroides do cinturão maiores que 200 km, ou seja, 20 dos 23. Os dois maiores objetos observados foram Ceres e Vesta, com cerca de 940 e 520 km de diâmetro, respectivamente, enquanto os menores foram Urânia e Ausonia, ambos com apenas 90 km.

Ao reconstruir as formas dos objetos, notou-se que os asteroides observados estão essencialmente divididos em duas famílias. Alguns são quase perfeitamente esféricos, tais como Hígia e Ceres, enquanto outros têm formas “alongadas” mais peculiares, sendo Cleópatra a rainha incontestável deste subgrupo com a sua forma em “osso de cachorro”. 

Ao combinar as formas dos asteroides com informação sobre as suas massas, a descobriu-se que as densidades mudam significativamente ao longo da amostra. Os quatro asteroides menos densos, que incluem Lamberta e Sílvia, têm densidades de cerca de 1,3 gramas por centímetro cúbico, aproximadamente a densidade do carvão. Os mais densos, Psique e Calíope, têm densidades de 3,9 e 4,4 g/cm³, respectivamente, mais elevadas que a densidade do diamante (3,5 g/cm³). A grande diferença em densidades sugere que a composição dos asteroides varia significativamente, dando aos astrônomos pistas importantes sobre as suas origens.

As observações apoiam fortemente uma migração substancial destes corpos depois da sua formação. Em suma, uma tal variedade nas suas composições apenas pode ser compreendida se os corpos tiverem tido origem em regiões distintas do Sistema Solar. Em particular, os resultados apoiam a teoria de que os asteroides menos densos se formaram nas regiões remotas do Sistema Solar, além da órbita de Netuno, tendo migrado posteriormente para a sua posição atual.

Estes resultados foram possíveis graças à sensibilidade do instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) montado no VLT. As imagens serão muito mais detalhadas de mais asteroides com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile e que deverá começar suas operações no final desta década. As observações do ELT de asteroides do cinturão principal permitirão estudar objetos com diâmetros de 35 a 80 quilômetros, dependendo de sua localização no cinturão, e crateras com tamanho de aproximadamente 10 a 25 quilômetros. 

Esta pesquisa foi apresentada em um artigo publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

A origem de binários de estrelas de nêutrons pesadas

Um novo estudo que mostra como a explosão de uma estrela massiva numa supernova pode levar à formação de uma estrela de nêutrons pesada ou de um buraco negro leve resolveu um dos quebra-cabeças mais desafiadores que emergiram da detecção de fusões de estrelas de nêutrons pelos observatórios de ondas gravitacionais LIGO e Virgo.

© Vigna-Gomez (ilustração da formação de estrelas de nêutrons binárias)

Nos estágios finais da formação de estrelas de nêutrons binárias, a estrela gigante expande-se e engolfa a estrela de nêutrons companheira, num estágio de evolução conhecido como evolução de invólucro comum (a). A ejeção do invólucro deixa a estrela de nêutrons numa órbita próxima com uma estrela de invólucro despojado. A evolução do sistema depende da proporção de massa. Estrelas despojadas menos massivas passam por uma fase de transferência de massa adicional que despoja ainda mais a estrela e recicla a companheira pulsar, levando a sistemas como as estrelas de nêutrons binárias observadas na Via Láctea e nem GW170817 (b). As estrelas despojadas mais massivas não se expandem tanto, evitando assim despojo adicional e reciclagem da companheira, levando a sistemas como GW190425 (c). Finalmente, estrelas ainda mais massivas e despojadas levarão a binários compostos por uma estrela de nêutrons e por um buraco negro, como GW200115 (d).

A primeira detecção de ondas gravitacionais pelo LIGO (Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) em 2017 foi oriunda de uma fusão de estrelas de nêutrons que atendeu principalmente às expectativas dos astrofísicos. Mas a segunda detecção, em 2019, foi oriunda da fusão de duas estrelas de nêutrons cuja massa combinada era inesperadamente grande.

Objetos astrofísicos compactos, como estrelas de nêutrons e buracos negros, são difíceis de estudar porque, quando estão estáveis, tendem a ser invisíveis, não emitindo radiação detectável.

As estrelas de nêutrons binárias na Via Láctea são detectáveis quando uma delas é um pulsar, cujas massas são quase todas idênticas, ou seja, não são vistas nenhuma estrela de nêutrons pesada.

A detecção do LIGO de uma fusão de estrelas de nêutrons pesadas a um ritmo semelhante ao sistema binário mais leve implica que os pares de estrelas de nêutrons pesadas devem ser relativamente comuns. Então, porque é que não aparecem na população de pulsares?

No novo estudo, os pesquisadores focaram-se nas supernovas de estrelas despojadas em sistemas binários que podem formar "objetos compactos duplos" consistindo de duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro. Uma estrela despojada, também chamada estrela de hélio, é uma estrela que teve o seu invólucro de hidrogênio removido devido às suas interações com uma estrela companheira.

A pesquisa aplicou modelos estelares detalhados para acompanhar a evolução de uma estrela despojada até ao momento em que explode numa supernova, onde é acompanhada a evolução do gás em explosão. 

A estrela despojada, num sistema binário com uma estrela de nêutrons companheira, começa dez vezes mais massiva do que o nosso Sol, mas é tão densa que tem um diâmetro inferior ao do Sol. O estágio final da sua evolução é uma supernova de colapso do núcleo, que deixa para trás uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, dependendo da massa final do núcleo. 

Os resultados mostraram que, quando a massiva estrela despojada explode, algumas das suas camadas externas são rapidamente ejetadas do sistema binário. Algumas das suas camadas internas, no entanto, não são ejetadas e eventualmente caem de volta para o objeto compacto recém-formado. A quantidade de material acretado depende da energia da explosão, isto é, quanto maior a energia, menos massa pode manter. 

Estes resultados não apenas explicam a formação de estrelas de nêutrons binárias pesadas, como revelado pelo evento de ondas gravitacionais GW190425, mas também preveem a formação de binários compostos por uma estrela de nêutrons e um buraco negro, como aquele que se fundiu no evento de ondas gravitacionais GW200115 de 2020.

Outra descoberta importante é que a massa do núcleo de hélio da estrela despojada é essencial para determinar a natureza das suas interações com a sua estrela de nêutrons companheira e o destino final do sistema binário. Uma estrela de hélio com massa suficiente pode evitar a transferência de massa para a estrela de nêutrons. No entanto, com uma estrela de hélio menos massiva, o processo de transferência de massa pode transformar a estrela de nêutrons num pulsar de rotação rápida. 

Quando o núcleo de hélio é pequeno, expande-se e, em seguida, a transferência de massa faz a estrela de nêutrons girar para criar um pulsa. Por outro lado, os núcleos massivos de hélio estão mais ligados gravitacionalmente e não se expandem, de modo que não há transferência de massa. Logo, pode haver uma grande população não detectada de binários de estrelas de nêutrons pesadas na nossa Galáxia. Transferir massa para uma estrela de nêutrons é um mecanismo eficaz para criar pulsares que giram muito depressa (pulsares de milissegundo).

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of California

Espectro revela que exoplaneta extremo é ainda mais exótico

Considerado um Júpiter ultraquente, o exoplaneta ardente WASP-76b pode ser ainda mais infernal do que os cientistas pensavam.

© ESO/L. Calçada (ilustração do exoplaneta WASP-76b)

Uma equipe internacional, liderada por pesquisadores da Universidade de Cornell, da Universidade de Toronto e da Queen's University em Belfast, relata a descoberta de cálcio ionizado no planeta, em espectros de alta resolução obtidos com o telescópio Gemini Norte perto do cume do Mauna Kea no Havaí. 

Os Júpiteres quentes são assim chamados devido às suas altas temperaturas, onde o ferro é vaporizado, e devido à proximidade das suas estrelas. O WASP-76b, descoberto em 2016, é um planeta do tamanho de Júpiter a cerca de 640 anos-luz da Terra, mas está tão perto da sua estrela do tipo F (ligeiramente mais quente do que o Sol) que o planeta gigante completa uma órbita a cada 1,8 dias terrestres. 

Os resultados da pesquisa são os primeiros de um projeto multianual, denominado ExoGemS (Exoplanets with Gemini Spectroscopy survey), que explora a diversidade das atmosferas planetárias.

O grupo avistou um raro trio de linhas espectrais em observações altamente sensíveis da atmosfera do exoplaneta WASP-76b. Foi encontrada uma assinatura espectral de cálcio ionizado indicando que o exoplaneta tem ventos muito fortes na sua atmosfera superior, ou que a temperatura atmosférica no exoplaneta é muito mais alta.

Dado que WASP-76b tem bloqueio de marés, ou seja, um lado está sempre voltado para a estrela, tem um lado noturno permanente que apresenta uma temperatura média relativamente fria de 1.300ºC. O seu lado diurno, virado para a estrela, tem uma temperatura média de 2.400ºC. 

Os pesquisadores examinaram a zona de temperatura moderada, ou limbo do planeta entre o dia e a noite. O exoplaneta move-se depressa ao longo da sua órbita e é assim que foi possível separar o seu sinal da luz estelar. Nota-se que a impressão do cálcio no espectro está se movendo depressa juntamente com o planeta.

O levantamento ExoGems pretende estudar 30 ou mais exoplanetas. Os astrônomos continuam aprofundando o seu conhecimento sobre os exoplanetas, considerado apenas um sonho há duas décadas. Este trabalho, e o de outros cientistas, está abrindo caminho para a exploração das atmosferas de mundos terrestres localizados além do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Cornell University

Descoberto o primeiro planeta orbitando três estrelas

Cientistas podem ter identificado o primeiro planeta conhecido orbitando três estrelas. O sistema estelar fica a uns meros 1.300 anos-luz da Terra.

© ALMA (GW Orionis)

A imagem da esquerda, fornecida pelo ALMA, mostra a estrutura anular do disco, com o disco mais interno separado do resto do disco. As observações na imagem à direita mostram a sombra do anel mais interior no resto do disco.

Ao contrário do nosso Sistema Solar, que tem apenas uma única estrela, pensa-se que metade de todos os sistemas estelares, como GW Ori onde foi observado o novo fenômeno, consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas entre si. Mas ainda não tinha sido descoberto nenhum planeta orbitando três estrelas, uma órbita circumtripla. 

Usando observações pelo ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos da Universidade de Nevada em Las Vegas, EUA, analisaram os três anéis de poeira observados em torno das três estrelas, que são essenciais para a formação planetária. Mas encontraram uma lacuna substancial, embora intrigante, no disco circumtriplo.

A equipe analisou diferentes origens, incluindo a possibilidade de que a lacuna foi criada pelo torque gravitacional das três estrelas. Mas depois de construir um modelo abrangente de GW Ori, descobriram que a explicação mais provável e fascinante para o espaço no disco é a presença de um ou mais planetas massivos, de natureza semelhante a Júpiter. 

Os gigantes gasosos são geralmente os primeiros planetas a formarem-se dentro de um sistema estelar. Seguem-se depois os planetas terrestres como a Terra e Marte. O planeta propriamente dito não foi observado, mas a descoberta sugere que este é o primeiro planeta circumtriplo já descoberto.

Outras observações pelo ALMA estão planejadas para os próximos meses, que podem fornecer evidências diretas do fenômeno, evidenciando que a formação de planetas é muito mais ativa do que é considerada.

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

Fonte: University of Nevada

Uma dança perigosa

Esta imagem apresenta duas galáxias em interação que estão tão interligadas que têm um nome coletivo, Arp 91.

© Hubble (Arp 91)

Esta delicada dança galáctica está ocorrendo a mais de 100 milhões de anos-luz da Terra e foi captada pelo telescópio espacial Hubble. 

As duas galáxias que compõem a Arp 91 têm seus próprios nomes: a galáxia inferior, que nesta imagem se parece com um ponto brilhante, é conhecida como NGC 5953; e a galáxia ovoide no canto superior direito é NGC 5954. 

Na realidade, estas duas galáxias são galáxias espirais, mas suas formas parecem muito diferentes porque são orientadas de maneira diferente em relação à Terra. O Arp 91 fornece um exemplo particularmente vívido de interação galáctica. 

A NGC 5954 está claramente sendo puxada para a NGC 5953, parece que está estendendo um braço espiral para baixo. É a imensa atração gravitacional das duas galáxias que as faz interagir. Estas interações gravitacionais entre galáxias são comuns e são uma parte importante da evolução galáctica.

Acredita-se que as colisões entre galáxias espirais levam à formação de outro tipo de galáxia, conhecido como galáxias elípticas. Estas colisões imensamente enérgicas e massivas, no entanto, acontecem ao longo de centenas de milhões de anos. Portanto, não devemos esperar que o Arp 91 tenha uma aparência diferente ao longo de nossas vidas!

Fonte: ESA

O sódio pode fazer o asteroide Phaethon efervescer

A chuva de meteoros geminídeos é mais conhecida pelo show confiável que ocorre durante as férias de verão no hemisfério sul. Mas o evento também é único porque não se origina de um cometa, mas de um asteroide: 3200 Phaethon.

© NASA/JPL-Caltech/IPAC (ilustração do asteroide 3200 Phaethon)

A verdadeira natureza do Phaethon intrigou os astrônomos por mais de 10 anos, desde que eles descobriram que ele brilha dramaticamente e expele poeira quando se aproxima do Sol. Este comportamento é geralmente reservado para cometas: quando o caminho de um cometa o leva através do Sistema Solar interno, o Sol aquece e vaporiza o gelo em sua superfície, criando uma cauda brilhante que se estende por até milhões de quilômetrs atrás dele. 

O vapor que escapa também pode desalojar um pouco da poeira e rocha do cometa, que geralmente são os detritos que alimentam as chuvas de meteoros. Mas asteroides como o Phaethon são feitos de rocha e metal, com pouco ou nenhum gelo, deixando os cientistas em busca de uma explicação diferente para o comportamento semelhante ao de um cometa.

Em um estudo, os pesquisadores relataram que podem ter finalmente descoberto o culpado: o sódio. Apropriadamente nomeado após o filho do deus Sol na mitologia grega, Phaethon tem uma órbita de 524 dias que o aproxima de apenas 0,14 UA (unidades astronômicas, onde 1 UA é a distância média entre a Terra e o Sol), de nossa estrela, bem dentro da órbita de Mercúrio . 

A esta distância, o Sol aquece a superfície do asteroide a cerca de 750 ºC. Embora qualquer gelo de água, dióxido de carbono ou monóxido de carbono logo abaixo da superfície tenha evaporado há muito tempo, o sódio, um elemento abundante nos asteroides), pode estar fervendo logo abaixo de sua superfície. Um borbulhar constante de sódio explicaria por que o Phaethon brilha ao se aproximar do Sol, já que o gás e a poeira resultantes espalhariam mais luz solar. Também poderia explicar como o combustível para os geminídeos se separa do Phaethon.

Os asteroides como o Phaethon têm gravidade muito fraca, então não é preciso muita força para lançar os detritos da superfície ou desalojar a rocha de uma fratura. Os modelos sugerem que quantidades muito pequenas de sódio são suficientes para executar este processo. 

Para determinar se o sódio poderia realmente ser a causa, a equipe aqueceu amostras fragmentadas do meteorito Allende - um objeto que caiu na Terra em 1969 e pode ter se originado de um asteroide como o Phaethon - às temperaturas mais altas que o Phaethon experimenta ao se aproximar do Sol. Depois de submetê-lo ao calor por três horas, o equivalente a um dia no Phaethon de rotação rápida, os pesquisadores descobriram que, embora outros elementos permanecessem, o sódio havia evaporado.

Mais dados são necessários para corroborar a razão do comportamento semelhante ao do Phaethon, incluindo a repetição do teste no vácuo para simular melhor o ambiente do asteroide. 

E embora os pesquisadores apontem que este cenário depende muito dos minerais presentes em um determinado objeto, eles suspeitam que poderia ser aplicado a outros asteroides ativos que se aproximam muito do Sol. Este estudo apoia um crescente conjunto de evidências de que a classificação entre cometa e asteroide pode ser muito simples. Como o autor principal do estudo, Joseph Masiero da Caltech, disse: "O espectro entre asteroides e cometas é ainda mais complexo do que percebemos anteriormente."

O estudo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: Astronomy