Descoberto um novo planeta no sistema Kepler-51

De acordo com uma nova pesquisa liderada por pesquisadores da Universidade do Estado da Pensilvânia, nos EUA, e da Universidade de Osaka, no Japão, um sistema planetário incomum, com três planetas conhecidos e de densidade ultrabaixa, tem pelo menos mais um outro planeta.

© STScI (ilustração dos exoplanetas que compõe o sistema Kepler-51)

A equipe propôs-se estudar Kepler-51 d, o terceiro planeta do sistema, com o telescópio espacial James Webb (JWST) da NASA, mas quase perdeu a oportunidade quando o planeta passou inesperadamente em frente da sua estrela duas horas mais cedo do que os modelos previam. 

Depois de examinarem dados novos e de arquivo de uma variedade de telescópios espaciais e terrestres, os pesquisadores descobriram que a melhor explicação é a presença de um quarto planeta, cuja atração gravitacional tem impacto nas órbitas dos outros planetas do sistema. 

Os três planetas anteriormente conhecidos que orbitam a estrela Kepler-51 têm aproximadamente o tamanho de Saturno, mas apenas algumas vezes a massa da Terra, resultando numa densidade semelhante à do algodão doce. Pensa-se que têm núcleos minúsculos e atmosferas enormes de hidrogênio e hélio, mas como estes estranhos planetas se formaram e como é que as suas atmosferas não foram destruídas pela intensa radiação da sua jovem estrela tem permanecido um mistério. 

Quando um planeta passa em frente, ou transita, a sua estrela quando visto da Terra, bloqueia alguma da luz estelar, causando uma ligeira diminuição no brilho. A duração e a quantidade desta diminuição dão pistas sobre o tamanho do planeta e outras características. Os planetas transitam quando completam uma órbita em volta da sua estrela, mas por vezes transitam uns minutos mais cedo ou mais tarde porque a gravidade de outros planetas no sistema os puxa. Estas pequenas diferenças são conhecidas como variações de tempo de trânsito e são incorporadas nos modelos para permitir prever com precisão quando os planetas vão transitar. 

Os pesquisadores afirmaram não ter razões para acreditar que o modelo de três planetas do sistema Kepler-51 fosse impreciso, e utilizaram com sucesso o modelo para prever o tempo de trânsito de Kepler-51 b em maio de 2023 e acompanharam-no com o telescópio do Observatório de Apache Point para o observar dentro do prazo. 

Quando os pesquisadores analisaram os novos dados do telescópio de Apache Point e do JWST, confirmaram que tinham captado o trânsito de Kepler-51 d, embora consideravelmente mais cedo do que o esperado. Só a adição de um quarto planeta explica esta diferença. Isto marca o primeiro planeta descoberto por variações de tempo de trânsito usando o JWST.

Para ajudar a explicar o que está acontecendo no sistema Kepler-51, os pesquisadores revisitaram dados anteriores de trânsito do telescópio espacial Kepler e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Também fizeram novas observações dos planetas interiores do sistema, incluindo com o telescópio espacial Hubble e o telescópio do Observatório Palomar, e obtiveram dados de arquivo de vários telescópios terrestres. 

Contando com um quarto planeta e ajustando os modelos também altera as massas esperadas dos outros planetas do sistema. De acordo com os pesquisadores, isto tem impacto em outras propriedades inferidas destes planetas e fornece informações sobre a maneira como se podem ter formado. No entanto, não é claro se Kepler-51 e é também um planeta deste gênero, porque não foi observado um trânsito de Kepler-51 e e, portanto, não podem calcular o seu raio ou densidade. 

Os planetas de densidade ultrabaixa são bastante raros e, quando ocorrem, tendem a ser os únicos num sistema planetário. Sendo que Kepler-51 e tem uma órbita de 264 dias, é necessário mais tempo de observação para obter uma melhor imagem dos impactos da sua gravidade, ou da de planetas adicionais, nos três planetas interiores do sistema. 

Os pesquisadores estão atualmente analisando o resto dos dados do JWST, que podem fornecer informações sobre a atmosfera de Kepler-51 d. O estudo da composição e de outras propriedades dos três planetas interiores pode também melhorar a compreensão de como os  planetas se formaram.

A descoberta do novo planeta é detalhada num artigo publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Pennsylvania State University

O que está por baixo das superfícies insípidas de Urano e Netuno?

Chuva de diamantes? Água superiônica?

© Quanta Magazine (vista interior de um planeta gigante gasoso)

Estas são apenas duas propostas que os cientistas planetários apresentaram para o que se encontra por baixo das espessas atmosferas azuladas de hidrogênio e hélio de Urano e Netuno, gigantes gelados do nosso Sistema Solar, mas superficialmente insípidos.

O cientista planetário Burkhard Militzer, da Universidade da Califórnia, em Berkeley, EUA, propõe agora uma teoria alternativa, que os interiores destes dois planetas são constituídos por camadas e que as duas camadas, tal como o azeite e a água, não se misturam. Esta configuração explica perfeitamente os incomuns campos magnéticos dos planetas e implica que as teorias prévias acerca dos interiores provavelmente não são verdadeiras.

Ele defende que existe um oceano profundo de água logo abaixo das camadas de nuvens e, por baixo, um fluido altamente comprimido de carbono, nitrogênio e hidrogênio. As simulações em computador mostram que, sob as temperaturas e pressões do interior dos planetas, uma combinação de água (H2O), metano (CH3) e amônia (NH3) se separaria naturalmente em duas camadas, principalmente porque o hidrogênio seria espremido do metano e da amônia que constituem grande parte do interior profundo. Estas camadas imiscíveis explicariam porque é que nem Urano nem Netuno têm um campo magnético como o da Terra. Esta foi uma das descobertas surpreendentes acerca dos gigantes gelados do nosso Sistema Solar feitas pela missão Voyager 2 no final da década de 1980.Os planetas do tamanho de Urano e Netuno, os chamados planetas subnetuno, estão entre os exoplanetas mais comuns descobertos até à data. 

À medida que um planeta arrefece da sua superfície para baixo, o material frio e mais denso afunda-se, enquanto as manchas de fluido mais quente sobem como água fervendo, um processo chamado convecção. Se o interior for condutor de eletricidade, uma camada espessa de material em convecção gerará um campo magnético dipolar semelhante ao de um ímã em barra. O campo dipolar da Terra, criado pelo seu núcleo externo de ferro líquido, produz um campo magnético que vai do polo norte ao polo sul e é a razão pela qual as bússolas apontam para os polos. 

Mas a Voyager 2 descobriu que nenhum dos dois gigantes de gelo tem este campo dipolar, apenas campos magnéticos desorganizados. Isto implica que não há movimento convectivo de material, numa camada espessa, no interior profundo dos planetas. Para explicar estas observações, dois grupos de pesquisa distintos propuseram, há mais de 20 anos, que os planetas devem ter camadas que não se podem misturar, impedindo assim a convecção em grande escala e um campo magnético dipolar global. A convecção numa das camadas poderia, no entanto, produzir um campo magnético desorganizado. 

Mas nenhum dos grupos conseguiu explicar de que eram feitas estas camadas que não se misturam. Há dez anos, Militzer tentou repetidamente resolver o problema, utilizando simulações em computador de cerca de 100 átomos com as proporções de carbono, oxigénio, nitrogênio e hidrogênio refletindo a composição conhecida dos elementos do Sistema Solar primitivo. Com as pressões e temperaturas previstas para os interiores dos planetas, 3,4 milhões de vezes a pressão atmosférica da Terra e 4750 K, respectivamente, não conseguiu encontrar uma forma de formar camadas. Porém, no ano passado, com a ajuda da aprendizagem de máquina, conseguiu executar um modelo que simulava o comportamento de 540 átomos e, para sua surpresa, descobriu que as camadas se formam naturalmente à medida que os átomos são aquecidos e comprimidos.

Nota-se que uma camada é rica em água e a outra é rica em carbono, e em Urano e Netuno, é o sistema rico em carbono que está por baixo. A parte pesada fica em baixo e a parte mais leve fica em cima e não pode fazer qualquer convecção. A quantidade de hidrogênio espremido aumenta com a pressão e a profundidade, formando uma camada estratificada estável de carbono, nitrogênio e hidrogênio, quase como um polímero plástico. Enquanto a camada superior, rica em água, provavelmente realiza convecção para produzir o campo magnético desorganizado observado, a camada mais profunda, estratificada e rica em hidrocarbonetos, não pode. Quando modelou a gravidade produzida por um Urano e por um Netuno em camadas, os campos gravitacionais coincidiram com os medidos pela Voyager 2 há quase 40 anos. 

Militzer prevê que por baixo da atmosfera de Urano, com quase 5 mil quilômetros de espessura, se encontre uma camada rica em água com cerca de 8 mil quilômetros de espessura e, por baixo desta, uma camada rica em hidrocarbonetos, também com cerca de 8 mil quilômetros de espessura. 

O seu núcleo rochoso tem aproximadamente o tamanho do planeta Mercúrio. Apesar de Netuno ser mais massivo do que Urano, é menor em diâmetro, com uma atmosfera mais fina, mas com camadas igualmente espessas, ricas em água e hidrocarbonetos. 

Uma missão proposta pela NASA a Urano poderia também fornecer uma confirmação, se a nave espacial tiver a bordo um gerador de imagens Doppler para medir as vibrações do planeta. Um planeta em camadas vibraria a frequências diferentes das de um planeta em convecção. O próximo projeto é utilizar o modelo computacional para calcular a diferença entre as vibrações dos planetas.

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

Fonte: University of California

Encontrados os elétrons de raios cósmicos de maior energia

Usando um telescópio na Namíbia, astrônomos e físicos descobriram elétrons extremamente energéticos entre a chuva contínua de raios cósmicos, as partículas carregadas (principalmente prótons e elétrons) que vêm de fontes desconhecidas no Universo.

© Nahks Tr'Ehnl (partículas carregadas girando e saindo de um pulsar)

Alguns desses elétrons carregam três vezes mais potência do que pode ser criado pelo acelerador de partículas mais poderoso do mundo: o valor relatado de 40 TeV (tera elétron-volt) é um recorde entre elétrons de raios cósmicos. Esses elétrons de altíssima energia devem se originar em nossa própria vizinhança cósmica. 

Uma maneira de detectar raios cósmicos é procurando por flashes ultra breves e tênues de radiação Cerenkov, produzidos quando essas partículas interagem com a atmosfera da Terra. O High Energy Stereoscopic System (HESS), na Namíbia, é uma matriz de um "coletor de luz" de 28 metros e quatro de 12 metros que faz exatamente isso. O brilho de cada flash Cerenkov informa a energia da partícula de raio cósmico incidente, mas somente estudando estatisticamente grandes conjuntos de dados é possível discernir entre prótons e elétrons.

Os cientistas da colaboração HESS efetuaram uma análise estatística completa de 2.728 horas de dados obtidos entre 2003 e 2015. Eles excluíram áreas do céu como o plano da Via Láctea que contêm fontes conhecidas de raios gama, pois esses fótons energéticos também produzem radiação Cerenkov em nossa atmosfera. Os pesquisadores também usam simulações de computador elaboradas para modelar os processos na atmosfera e a resposta dos detectores do telescópio. 

Em energias cada vez mais altas, o número de partículas de raios cósmicos cai rapidamente, mas essa queda é muito mais acentuada para elétrons do que para prótons. Por volta de 20 TeV, os prótons já superam os elétrons por um fator de 100.000. Então, para medir elétrons de energia muito mais alta, a equipe deve primeiro se livrar do "fundo" dos prótons muito mais numerosos. No final, a equipe ficou com 265.574 eventos que são provavelmente causados ​​por elétrons de raios cósmicos, com energias entre 0,3 e 40 TeV. Os eventos também podem representar pósitrons, as antipartículas carregadas positivamente dos elétrons, já que o HESS não consegue discriminar entre os dois.

O que é interessante sobre os elétrons de alta energia é que eles devem ser produzidos por fontes “locais”, ou seja, dentro de no máximo alguns milhares de anos-luz. Isso ocorre porque quanto maior a energia de um elétron, mais rápido ele a perde por meio de interações com fótons ou campos magnéticos. Os remanescentes de supernovas ou nebulosas de vento pulsar são capazes de acelerar elétrons para energias da ordem de TeV. Mas, infelizmente, é impossível identificar fontes individuais desses raios cósmicos, uma vez que os campos magnéticos cósmicos desviam e embaralham os caminhos de partículas carregadas à medida que viajam pelo espaço. 

Algumas informações, no entanto, podem ser obtidas observando o espectro de elétrons: a maneira precisa em que o número de partículas cai com a energia. Acima de aproximadamente 1 TeV, a quantidade de elétrons cai muito mais rapidamente, uma quebra espectral relativamente acentuada que os pesquisadores sugerem que aponta para um pequeno número de fontes próximas, ou talvez até mesmo apenas uma. Se houvesse mais fontes, suas contribuições teriam manchado quaisquer características espectrais proeminentes. 

Instalações futuras como o Cerenkov Telescope Array (CTA), que está em construção no norte do Chile e nas Ilhas Canárias, podem revelar o que está acontecendo. O CTA fornecerá estatísticas muito melhores, o que torna muito mais fácil se livrar do fundo de prótons e raios gama.

Um artigo está sendo publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Sky & Telescope

Uma supernova auxilia desvendar o passado cósmico

Pesquisadores fizeram novas observações de uma supernova incomum, encontrando a explosão estelar mais pobre em metais alguma vez observada.

© Getty Images (ilustração de uma galáxia)

Esta rara supernova, designada 2023ufx, teve origem no colapso do núcleo de uma estrela supergigante vermelha, que explodiu nos arredores de uma galáxia anã próxima. 

Os resultados do estudo mostraram que as observações desta supernova e da galáxia em que foi descoberta têm uma baixa metalicidade, o que significa que não têm uma abundância de elementos mais pesados do que o hidrogênio ou o hélio. Uma vez que os metais produzidos nas supernovas informam as suas propriedades, incluindo a forma como as estrelas evoluem e morrem, aprender mais sobre a sua formação pode dizer aos astrônomos muito sobre o estado do Universo quando este começou, especialmente porque não havia essencialmente metais no momento do seu nascimento. 

As galáxias anãs, em particular, são análogas locais úteis às condições que os cientistas esperam encontrar no Universo primitivo. Graças a elas, embora as primeiras galáxias fossem pobres em metais, todas as galáxias grandes e brilhantes perto da Via Láctea tiveram muito tempo para que as estrelas explodissem e aumentassem o conteúdo de metais. O conteúdo metálico que uma supernova possui também influencia aspetos como o número de reações nucleares que pode ter ou o tempo que a sua explosão permanece brilhante. É também uma das razões pelas quais muitas estrelas de baixa massa correm ocasionalmente o risco de se transformarem em buracos negros. 

Normalmente, qualquer supernova pobre em metais seria provavelmente demasiado tênue para ser vista a partir da Via Láctea, devido à distância a que se encontra. Agora, graças ao advento de instrumentos mais potentes como o telescópio espacial James Webb, a detecção de galáxias distantes pobres em metais tornou-se exponencialmente mais fácil. "Não existem assim tantos locais pobres em metais no Universo próximo e, antes do JWST, era difícil encontrá-los. 

As novas observações desta supernova em particular revelaram que muitas das suas propriedades e comportamentos são nitidamente diferentes de outras supernovas em galáxias próximas. Por exemplo, esta supernova teve um período de brilho que se manteve estável durante cerca de 20 dias antes de diminuir, ao passo que o brilho das suas congêneres ricas em metais dura normalmente cerca de 100 dias. O estudo mostrou também que foi ejetada uma grande quantidade de material em movimento rápido durante a explosão, sugerindo que devia estar girando muito depressa quando explodiu. Este resultado implica que as estrelas pobres em metais e de rotação rápida devem ter sido relativamente comuns durante os primeiros tempos do Universo. 

De um modo geral, as observações lançam as bases para os astrônomos melhor explorarem a forma como as estrelas pobres em metais sobrevivem em diferentes ambientes cósmicos e podem mesmo ajudar alguns teóricos a modelar com maior precisão o comportamento das supernovas no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Ohio State University

Um "Netuno quente" numa órbita íntima

Um planeta do tamanho de Netuno, TOI-3261 b, tem uma órbita muito próxima da sua estrela hospedeira.

© JPL-Caltech (ilustração de um Netuno quente)

Apenas o quarto objeto deste tipo alguma vez encontrado, poderá revelar pistas sobre a forma como planetas como este se formam. 

Uma equipe internacional de cientistas utilizou o telescópio espacial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA para descobrir o exoplaneta TOI-3261 b, tendo depois efetuado observações adicionais com telescópios terrestres na Austrália, Chile e África do Sul. 

O novo planeta está inserido numa categoria com tão poucos membros. Esta variedade de exoplanetas é semelhante ao planeta Netuno em tamanho e composição, mas orbitam extremamente perto da sua estrela. Neste caso, um "ano" em TOI-3261 b tem apenas 21 horas de duração. Uma órbita tão íntima faz com que este planeta pertença a um grupo exclusivo com, até agora, apenas três outros membros: Netunos quentes de período ultracurto cujas massas foram medidas com precisão. 

O TOI-3261 b revela-se um candidato ideal para testar novos modelos de computador de formação planetária. Parte da razão pela qual os Netunos quentes são tão raros é o fato de ser difícil manter uma espessa atmosfera gasosa tão perto de uma estrela. As estrelas são massivas e, por isso, exercem uma grande força gravitacional sobre o que as rodeia, o que pode despojar um planeta próximo das camadas de gás que possuem. Também emitem enormes quantidades de energia, o que "sopra" as atmosferas para longe. Estes dois fatores significam que os Netunos quentes podem ter começado a sua vida como planetas muito maiores, do tamanho de Júpiter, e desde então perderam uma grande parte da sua massa.

Ao modelar diferentes pontos de partida e cenários de desenvolvimento, a equipe científica determinou que o sistema tem cerca de 6,5 bilhões de anos e que o exoplaneta começou como um gigante gasoso muito maior. No entanto, é provável que tenha perdido massa de duas formas: fotoevaporação, quando a energia da estrela faz com que as partículas de gás se dissipem, e remoção por maré, quando a força gravitacional da estrela retira camadas de gás do planeta. O planeta pode também ter sido formado mais longe da sua estrela, onde estes dois efeitos seriam menos intensos, permitindo-lhe manter a sua atmosfera. 

A atmosfera remanescente do exoplaneta, uma das suas características mais interessantes, irá propiciar mais análises atmosféricas, talvez ajudando a desvendar a história da formação deste habitante cósmico. 

O exoplaneta TOI-3261 b é cerca de duas vezes mais denso do que Netuno, o que indica que as partes mais leves da sua atmosfera foram sendo eliminadas ao longo do tempo, deixando apenas os componentes mais pesados. Isto mostra que o exoplaneta deve ter começado com uma variedade de elementos diferentes na sua atmosfera, mas, nesta fase, é difícil dizer exatamente quais. Este mistério poderá ser resolvido observando o exoplaneta no infravermelho, talvez utilizando o telescópio espacial James Webb, uma forma ideal de ver as impressões digitais identificadoras das diferentes moléculas na atmosfera do planeta. Isto não só ajudará os astrônomos a compreender o passado de TOI-3261 b, mas também a começar a desvendar os processos físicos subjacentes a todos os planetas quentes e gigantes.

Um artigo sobre a descoberta foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: NASA

Uma supernova próxima podia pôr fim à procura pela matéria escura

A procura pela matéria escura do Universo podia terminar amanhã, caso houvesse uma supernova próxima e tivéssemos um pouco de sorte.

© Casey Reed (ilustração de estrela de nêutrons altamente magnetizada)

A natureza da matéria escura ilude os astrônomos há 90 anos, desde que se percebeu que 85% da matéria do Universo não é visível através dos nossos telescópios. Atualmente, o candidato mais provável à matéria escura é o áxion, uma partícula leve que está sendo desesperadamente procurada. 

Os astrofísicos da Universidade da Califórnia, em Berkeley, argumentam agora que o áxion podia ser descoberto segundos após a detecção de raios gama provenientes da explosão de uma supernova próxima. Os áxions, se existirem, seriam produzidos em quantidades abundantes durante os primeiros 10 segundos após o núcleo de uma estrela massiva colapsar numa estrela de nêutrons, e esses áxions escapariam e seriam transformados em raios gama altamente energéticos no intenso campo magnético da estrela. 

Uma tal detecção só é possível hoje em dia se o único telescópio de raios gama no espaço, o telescópio espacial Fermi, estiver apontando na direção da supernova no momento em que esta explode. Tendo em conta o campo de visão do telescópio, isso representa cerca de uma hipótese em 10. No entanto, uma única detecção de raios gama permitiria determinar a massa do áxion, em particular o chamado áxion QCD (Quantum ChromoDynamics), numa enorme gama de massas teóricas, incluindo intervalos de massas que estão agora sendo analisados em experiências na Terra. 

Contudo, a ausência de uma detecção eliminaria uma grande quantidade de massas potenciais para o áxion e tornaria irrelevante a maioria das atuais pesquisas por matéria escura. O problema é que, para que os raios gama sejam suficientemente brilhantes para serem detectados, a supernova tem de estar próxima, ou seja, dentro da Via Láctea ou de uma das suas galáxias satélite, e as estrelas próximas só explodem, em média, de poucas em poucas décadas. 

A última supernova próxima ocorreu em 1987 na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. Na ocasião, um telescópio de raios gama, o SMM (Solar Maximum Mission), apontava na direção da supernova, mas não era suficientemente sensível para detectar a intensidade prevista dos raios gama.

No entanto, os pesquisadores receiam que, quando a tão esperada supernova surgir no Universo próximo, não estejamos preparados para ver os raios gama produzidos pelos áxions. Os cientistas estão propondo a construção de telescópios de raios gama para avaliar a viabilidade de lançar um ou uma frota desses telescópios para cobrir 100% do céu 24 horas por dia e ter a certeza de apanhar qualquer explosão de raios gama. Até propuseram um nome para a sua constelação de satélites de raios gama de céu completo: GALAXIS (GALactic AXion Instrument for Supernova). 

A procura pela matéria escura centrou-se inicialmente nos tênues MACHOs (MAssive Compact Halo Objects), teoricamente espalhados pela nossa Galáxia e pelo cosmos, mas quando estes não se materializaram, os físicos começaram a procurar partículas elementares que teoricamente estão à nossa volta e deveriam ser detectáveis em laboratórios terrestres. Estas WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) também não foram detectadas.

Atualmente, o melhor candidato para a matéria escura é o áxion, uma partícula que se enquadra perfeitamente no modelo padrão da física e que resolve vários outros enigmas importantes da física de partículas. Os áxions também se enquadram perfeitamente na teoria das cordas, uma hipótese sobre a geometria subjacente do Universo, e pode ser capaz de unificar a gravidade, que explica as interações em escalas cósmicas, com a teoria da mecânica quântica, que descreve o infinitesimal.

O áxion teoricamente interage com toda a matéria, embora fracamente, através das quatro forças da natureza: gravidade, eletromagnetismo, a força forte, que mantém os átomos unidos, e a força fraca, que explica a quebra dos átomos. Uma das consequências é que, num campo magnético forte, um áxion pode ocasionalmente transformar-se numa onda eletromagnética, ou fóton. O áxion é distintamente diferente de outra partícula leve e de fraca interação, o neutrino, que apenas interage através da gravidade e da força fraca e ignora totalmente a força eletromagnética. 

As experiências de laboratório - como o Consórcio ALPHA (Axion Longitudinal Plasma HAloscope), o DMradio e o ABRACADABRA (A Broadband/Resonant Approach to Cosmic Axion Detection with an Amplifying B-field Ring Apparatus), todas elas envolvendo pesquisadores da UC Berkeley, utilizam cavidades compactas que, tal como um diapasão, ressoam e amplificam o fraco campo eletromagnético ou fóton produzido quando um áxion de baixa massa se transforma na presença de um forte campo magnético.

Em alternativa, os astrofísicos propuseram a procura de áxions produzidos no interior de estrelas de nêutrons imediatamente após uma supernova de colapso do núcleo, como SN 1987A. Até agora, no entanto, têm-se concentrado principalmente na detecção de raios gama resultantes da lenta transformação destes áxions em fótons nos campos magnéticos das galáxias. Porém, esse processo não é muito eficiente na produção de raios gama, ou pelo menos não o suficiente para ser detectado a partir da Terra. 

Ao invés, foi explorada a produção de raios gama por áxions nos fortes campos magnéticos em torno da própria estrela que os gerou. As simulações em supercomputador mostraram que esse processo cria, de forma muito eficiente, uma explosão de raios gama que depende da massa do áxion, e que a explosão deveria ocorrer simultaneamente com uma explosão de neutrinos do interior da estrela de nêutrons quente. 

As estrelas de nêutrons abrigam campos magnéticos muito fortes. Os campos magnéticos mais fortes do nosso Universo encontram-se em volta das estrelas de nêutrons, como os magnetares, que têm campos magnéticos dezenas de bilhões de vezes mais fortes do que qualquer coisa que possamos construir em laboratório. Isso ajuda a converter estes áxions em sinais observáveis. 

Há dois anos, os astrofísicos estabeleceram o melhor limite superior para a massa do áxion QCD em cerca de 16 milhões de elétrons-volt, ou seja, cerca de 32 vezes menos do que a massa do elétron. Este valor baseou-se na taxa de arrefecimento das estrelas de nêutrons, que arrefeceriam mais rapidamente se os áxions fossem produzidos juntamente com os neutrinos no interior destes corpos quentes e compactos. 

É previsto que uma detecção de raios gama permita identificar a massa do áxion QCD se esta for superior a 50 μeV (microelétrons-volt). Uma única detecção poderia reorientar as experiências existentes para confirmar a massa do áxion. Embora uma frota de telescópios de raios gama dedicados seja a melhor opção para detectar raios gama de uma supernova próxima, um golpe de sorte com o Fermi seria ainda melhor.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: University of California

Encontrado detalhes escaldantes sobre a jovem estrela FU Orionis

Em 1936, os astrônomos observaram um evento intrigante na constelação de Órion: a jovem estrela FU Orionis (FU Ori) tornou-se cem vezes mais brilhante numa questão de meses.

© JPL-Caltech (ilustração da estrela FU Orionis)

No seu pico, FU Ori era intrinsecamente 100 vezes mais brilhante do que o nosso Sol. No entanto, ao contrário de uma estrela em explosão, a sua luminosidade diminuiu apenas ligeiramente desde então. 

Agora, uma equipe de astrônomos utilizou as capacidades ultravioletas do telescópio espacial Hubble para aprender mais sobre a interação entre a superfície estelar de FU Ori e o disco de acreção que tem despejado gás sobre a estrela em crescimento durante quase 90 anos. Descobriram que o disco interior que toca a estrela é extraordinariamente quente, o que desafia a sabedoria convencional. As observações foram efetuadas com os instrumentos COS (Cosmic Origins Spectrograph) e STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do telescópio. Os dados incluem os primeiros espetros no ultravioleta distante e no ultravioleta próximo de FU Ori.

Originalmente considerada como um caso único entre as estrelas, FU Ori exemplifica uma classe de estrelas jovens e eruptivas que sofrem mudanças dramáticas de brilho. Estes objetos são um subconjunto das estrelas T Tauri clássicas, que são estrelas em formação recente que estão se construindo através da acreção de material do seu disco e da nebulosa circundante. 

Nas estrelas T Tauri clássicas, o disco não toca diretamente na estrela porque é restringido pela pressão exterior do campo magnético da estrela. Os discos de acreção em torno de objetos tipo FU Ori, no entanto, são suscetíveis a instabilidades devido à sua enorme massa relativamente à estrela central, a interações com uma companheira binária ou a material em queda. Tal instabilidade significa que a taxa de acreção de massa pode mudar dramaticamente. 

O aumento do ritmo perturba o delicado equilíbrio entre o campo magnético estelar e a borda interior do disco, levando a que o material se aproxime e acabe por tocar na superfície da estrela. O aumento da taxa de material em queda e a proximidade do disco de acreção à estrela tornam os objetos FU Ori muito mais brilhantes do que uma típica estrela T Tauri. De fato, durante uma explosão, a própria estrela é ofuscada pelo disco. Além disso, o material do disco está orbitando rapidamente à medida que se aproxima da estrela, muito mais depressa do que a rotação da superfície estelar. Isto significa que deve haver uma região onde o disco impacta a estrela e o material abranda e aquece significativamente.

Em FU Ori, a temperatura é de 16.000 K [quase três vezes a temperatura da superfície do nosso Sol]. Esta temperatura escaldante é quase o dobro da calculada por modelos anteriores. Isto desafia-nos e encoraja-nos a pensar como é que um tal salto na temperatura pode ser explicado. Para resolver a diferença significativa de temperatura entre os modelos anteriores e as recentes observações do Hubble, a equipe oferece uma interpretação revista da geometria da região interior de FU Ori: O material do disco de acreção aproxima-se da estrela e, quando atinge a superfície estelar, produz-se um choque quente que emite muita luz ultravioleta. 

Compreender os mecanismos do rápido processo de acreção de FU Ori relaciona-se mais amplamente com ideias da formação e sobrevivência de planetas. O modelo revisto, baseado nos dados do Hubble, não é estritamente prejudicial para a evolução dos planetas, é uma espécie de mistura."Se o planeta estiver muito afastado no disco durante a sua formação, as explosões de um objeto FU Ori deverão influenciar o tipo de elementos químicos que o planeta acabará por herdar. Mas se um planeta em formação estiver muito próximo da estrela, a história é um pouco diferente. No espaço de algumas explosões, qualquer planeta que se esteja se formando muito perto da estrela pode mover-se rapidamente para o interior e acabar por se fundir com ela. 

Os astrônomos estão analisando cuidadosamente as várias linhas de emissão espectral de múltiplos elementos presentes no espectro obtido pelo COS. Isto deverá fornecer mais pistas sobre o ambiente de FU Ori, tal como a cinemática do gás que entra e sai da região interior.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute