Brilhando com a luz de milhões de sóis

Na década de 1980, os cientistas começaram a descobrir uma nova classe de fontes extremamente brilhantes de raios X em galáxias.

© Hubble/Chandra (ULX detectada na M51)

Estas fontes foram uma surpresa, pois estavam claramente localizadas longe dos buracos negros supermassivos situados no centro das galáxias. No início, os pesquisadores acharam que muitas destas fontes ultraluminosas de raios X, ou ULXs (Ultraluminous X-ray Sources), eram buracos negros que continham massas entre 100 e 100.000 vezes a do Sol. Trabalhos posteriores mostraram que algumas delas podiam ser buracos negros de massa estelar, contendo até algumas dezenas de vezes a massa do Sol.

Em 2014, observações com o NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) e com o observatório de raios X Chandra da NASA mostraram que algumas ULXs, que em raios X tinham uma luminosidade equivalente à produzida por vários milhões de sóis em todos os comprimentos de onda, eram objetos ainda menos massivos chamados estrelas de nêutrons. Estas são os núcleos gastos de estrelas massivas que explodiram. As estrelas de nêutrons normalmente contêm apenas cerca de 1,5 vezes a massa do Sol. Três destas ULXs foram identificadas como estrelas de nêutrons nos últimos anos. Os cientistas descobriram variações regulares, ou "pulsações", na emissão de raios X das ULXs, um comportamento que é exibido por estrelas de neutrões, mas não por buracos negros.

Agora, cientistas usando dados do Chandra identificaram uma quarta ULX como sendo uma estrela de nêutrons e encontraram novas pistas sobre como estes objetos podem brilhar tão intensamente. Esta recente ULX está localizada na Galáxia do Redemoinho, também conhecida como M51. A imagem composta da M51 contém raios X do Chandra (roxo) e dados ópticos do telescópio espacial Hubble (vermelho, verde e azul). A ULX está assinalada no círculo.

As estrelas de nêutrons são objetos extremamente densos, uma colher de chá do seu material teria uma massa superior a um bilhão de toneladas, tanto quanto uma montanha. A intensa gravidade das estrelas de nêutrons retira material de estrelas companheiras e enquanto este material cai em direção à estrela de nêutrons, aquece e brilha em raios X. À medida que mais e mais matéria cai sobre a estrela de nêutrons, chega um ponto em que a pressão dos raios X resultantes se torna tão intensa que afasta a matéria. Este ponto constitui o Limite de Eddington, quando os objetos tipicamente não conseguem acumular matéria mais depressa e liberar ainda mais raios X. O novo resultado mostra que esta ULX está ultrapassando o Limite de Eddington para uma estrela de nêutrons.

Os cientistas analisaram dados de arquivo recolhidos pelo Chandra e descobriram uma queda incomum no espectro de raios X da ULX, que é a intensidade de raios X medidos em diferentes comprimentos de onda. Depois de excluírem outras possibilidades, concluíram que a queda foi provavelmente de um processo chamado dispersão de ressonância do cíclotron, que ocorre quando as partículas carregadas (prótons ou elétrons) circulam num campo magnético. O tamanho da queda no espectro de raios X, chamado linha do cíclotron, implica forças de campo magnético que são pelo menos 10.000 vezes maiores do que as associadas com a matéria que espirala para um buraco negro de massa estelar, mas estão dentro do intervalo observado para as estrelas de nêutrons. Isto fornece fortes evidências de que esta ULX é uma estrela de nêutrons em vez de um buraco negro e é a primeira identificação do gênero que não envolveu a detecção de pulsações de raios X.

A determinação precisa da intensidade do campo magnético depende do conhecimento da causa da linha do cíclotron, prótons ou elétrons. Se a linha for da circulação de prótons, então os campos magnéticos em torno da estrela de nêutrons são extremamente fortes, comparáveis aos campos magnéticos mais fortes produzidos pelas estrelas de nêutrons e podem de fato ajudar a quebrar o Limite de Eddington. Estes fortes campos magnéticos podem reduzir a pressão dos raios X de uma ULX - a pressão que normalmente afasta a matéria - permitindo que a estrela de nêutrons consuma mais matéria do que o esperado.

Se a linha do cíclotron for da circulação de elétrons, em contraste, então a força do campo magnético em torno da estrela de nêutrons será aproximadamente 10.000 vezes mais fraco e, portanto, não é suficientemente poderosa para o fluxo sobre esta estrela de nêutrons superar o Limite de Eddington.

Atualmente, os cientistas não têm um espectro da nova ULX com detalhes suficientes para determinar a origem da linha do cíclotron. Para resolver este mistério, os pesquisadores planejam obter mais dados de raios X da ULX em M51 e procurar linhas do cíclotron em outras ULXs.

O artigo científico que descreve esta pesquisa, liderado por Murray Brightman do Instituto de Tecnologia da Califórnia, foi publicado na edição mais recente da revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrela dá sopro de vida a companheira moribunda

O observatório espacial INTEGRAL da ESA testemunhou um evento raro: o momento em que os ventos emitidos por uma estrela gigante vermelha expandida reavivaram a sua companheira em rotação lenta, o núcleo de uma estrela morta, trazendo-a de volta à vida num lampejo de raios X.

© ESA (ilustração de ventos degigante vermelha impactando numa estrela de nêutrons)

A emissão de raios X foi detectada pelo INTEGRAL, pela primeira vez, em 13 de agosto de 2017, oriundo de uma fonte desconhecida na direção do centro da Via Láctea. A detecção repentina desencadeou uma série de observações de seguimento nas semanas seguintes a fim de identificar a fonte.

As observações revelaram uma estrela de nêutrons fortemente magnetizada e de rotação lenta que provavelmente apenas começou a alimentar-se de material proveniente de uma estrela gigante vermelha vizinha.

Estrelas com a massa do nosso Sol, e até oito vezes mais massivas, evoluem para gigantes vermelhas no final das suas vidas. As suas camadas exteriores dilatam e expandem-se milhões de quilômetros, as suas conchas poeirentas e gasosas são sopradas para longe da estrela central em ventos relativamente lentos de até algumas centenas de quilômetros por segundo.

Estrelas ainda maiores, até 25 a 30 vezes a massa do Sol, esgotam o seu combustível e explodem como supernovas, às vezes deixando para trás cadáveres estelares giratórios com um forte campo magnético conhecidos como estrelas de nêutrons. Estes núcleos minúsculos contêm a massa de quase um Sol e meio numa esfera com apenas 10 km de diâmetro, tornando-se em alguns dos objetos celestes mais densos conhecidos.

Não é incomum encontrar estrelas aos pares, mas o novo sistema composto por uma estrela de nêutrons e por uma gigante vermelha é um caso particularmente raro chamado "binário simbiótico de raios X", dos quais se conhecem apenas 10.

"O INTEGRAL captou um momento único no nascimento de um raro sistema binário," comenta Enricco Bozzo da Universidade de Genebra e autor principal do artigo que descreve a descoberta. A gigante vermelha liberou um vento lento e suficientemente denso que veio alimentar a sua estrela de nêutrons companheira, dando pela primeira vez origem à emissão altamente energética do núcleo estelar morto."

O par é certamente peculiar. Os telescópios espaciais XMM-Newton da ESA e NuSTAR da NASA mostraram que a estrela de nêutrons completa uma rotação quase a cada duas horas, bastante lenta em comparação com outras estrelas de nêutrons, que podem girar até muitas vezes por segundo. Posteriormente, a primeira medição do campo magnético de tal estrela de nêutrons revelou-se surpreendentemente forte.

Um campo magnético forte geralmente aponta para uma estrela de nêutrons jovem; pensa-se que o campo magnético desapareça com o passar do tempo, enquanto uma gigante vermelha é muito mais antiga; é um par demasiado bizarro para terem crescido juntas.

"Estes objetos são intrigantes. Pode ser que o campo magnético da estrela de nêutrons afinal não se desintegre substancialmente com o passar do tempo como se cogitava, ou que a estrela de nêutrons se tenha formado mais tarde na história deste sistema binário. Isto significaria que colapsou de uma anã branca para uma estrela de nêutrons como resultado da alimentação da gigante vermelha durante um longo período de tempo, em vez de se tornar uma estrela de nêutrons como resultado de uma explosão de supernova mais tradicional de uma estrela massiva de curta duração," comenta Enrico.

Com uma jovem estrela de nêutrons e uma velha gigante vermelha, em algum momento, os ventos que viajam da gigante inchada começarão a cair sobre a estrela menor, diminuindo a sua rotação e emitindo raios X.

"Nós nunca vimos este objeto nos 15 anos de observações com o INTEGRAL, de modo que pensamos que os raios X foram ativados pela primeira vez," comenta Erik Kuulkers, cientista do projeto INTEGRAL. "Vamos continuar observando como se comporta, no caso de ser apenas uma longa 'eructação' de ventos, mas até agora não vimos mudanças significativas."

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Revelada teia interna em maternidade estelar

Esta imagem incomum mostra parte da famosa Nebulosa de Órion, uma região de formação estelar situada a cerca de 1.350 anos-luz de distância da Terra.

© ESO/ALMA (teia interna em maternidade estelar)

Este mosaico combina imagens obtidas na região do milímetro pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e pelo telescópio IRAM de 30 metros (em vermelho) com uma vista no infravermelho, mais familiar, obtida pelo instrumento HAWK-I montado no Very Large Telescope do ESO (em azul). O brilhante grupo de estrelas azuis-esbranquiçadas à esquerda é o Aglomerado do Trapézio, composto por estrelas quentes jovens com apenas alguns milhões de anos de idade.

As estruturas finas observadas nesta enorme imagem são longos filamentos de gás frio, visíveis apenas com telescópios que observem nos comprimentos de onda milimétricos. Estas estruturas são invisíveis tanto no óptico como no infravermelho, o que faz do ALMA um dos poucos instrumentos disponíveis para as estudar. Este gás dá origem a estrelas recém-nascidas, colapsa gradualmente sob a força da sua própria gravidade até que se encontra suficientemente denso para formar uma protoestrela, a percursora de uma estrela.

Os cientistas que coletaram os dados a partir dos quais se criou esta imagem estavam estudando estes filamentos para aprender mais sobre a sua estrutura e formação. Os pesquisadores utilizaram o ALMA para procurar assinaturas de N₂H⁺, um gás que faz parte destas estruturas. Através deste estudo, a equipe conseguiu identificar uma rede de 55 filamentos.

A Nebulosa de Órion é a região mais próxima da Terra que apresenta formação estelar massiva e é por isso estudada com grande detalhe pelos astrônomos que procuram compreender melhor como é que as estrelas se formam e evoluem nos seus primeiros milhões de anos. Os telescópios do ESO observaram já por diversas vezes esta interessante região.

A imagem combina um total de 296 conjuntos de dados individuais obtidos pelos telescópios ALMA e IRAM, sendo por isso uma das maiores imagens de alta resolução nos comprimentos de onda milimétricos obtida até agora para uma região de formação estelar.

Fonte: ESO

Galáxia repleta de faróis cósmicos

Esta galáxia espiral encantadora, a NGC 3972, pode ser encontrada na constelação de Ursa Maior.

© Hubble (NGC 3972)

A NGC 3972 está localizada a cerca de 65 milhões de anos-luz da Terra, o que significa que a luz que vemos agora levou 65 milhões de anos para chegar até nós, exatamente quando os dinossauros se extinguiram.

A NGC 3972 tem passado por eventos dramáticos recentemente. Em 2011, os astrônomos observaram a explosão de uma supernova de tipo Ia na galáxia (não visível nessa imagem). Estes objetos deslumbrantes possuem um pico de mesmo brilho, e são brilhantes o suficiente para serem vistos a grandes distâncias. A NGC 3972 também contém muitas estrelas pulsantes chamadas variáveis ​​Cefeidas. Estas estrelas mudam o seu brilho numa taxa correspondente à sua luminosidade intrínseca, tornando-as faróis cósmicos para medir distâncias precisas de galáxias relativamente próximas.

Os astrônomos procuram variáveis Cefeidas em galáxias próximas que também contêm supernovas de tipo Ia para que eles possam comparar o brilho real de ambos os tipos de estrelas. Esta informação de brilho é usada para calibrar a luminosidade das supernovas tipo Ia em galáxias distantes, de modo que os astrônomos possam calcular as distâncias das galáxias até a Terra. Uma vez que os astrônomos conhecem distâncias precisas das galáxias, eles podem determinar e refinar a taxa de expansão do Universo.

Esta imagem foi obtida em 2015 com o Wide Field Camera 3 do Hubble, como parte do projeto para melhorar a precisão da Constante de Hubble, o valor que descreve a taxa de expansão do Universo.

Fonte: ESA

Primeiras emissões evidentes de raios X de farol estelar massivo

Em 2014, o XMM-Newton da ESA detectou raios X que emanavam da estrela massiva Rho Ophiuchi A e, no ano passado, descobriu que estes oscilam e fluem periodicamente sob a forma de emissões intensas, ambos resultados inesperados.

© ESA/XMM Newton/I. Pillitteri (estrela massiva Rho Ophiuchi A)

A visão cintilante da estrela massiva Rho Ophiuchi A, como observado pelo XMM-Newton. Esta sequência é composta por 40 imagens obtidas entre 22 e 23 de fevereiro de 2016, cada obtida com aproximadamente uma hora de intervalo. Mostra a emissão da estrela em raios X; quanto mais claro o tom azulado, mais forte é a emissão, o branco representando a intensidade máxima.

A equipe já usou o VLT (Very Large Telescope) do ESO para descobrir que a estrela possui um campo magnético forte, confirmando o seu status como um farol cósmico.

Estrelas como o Sol são conhecidas por produzirem fortes emissões de raios X, mas as estrelas massivas parecem ser muito diferentes. Nas estrelas acima de oito massas solares, a emissão de raios X está estável e nenhuma destas estrelas foi observada de forma confiável a emitir repetidamente nesta parte do espectro, até recentemente.

Em 2014, uma equipe de cientistas usou o observatório espacial XMM-Newton da ESA para observar uma estrela massiva denominada Rho Ophiuchi A. Esta estrela fica no coração da Nuvem Escura Rho Ophiuchi, uma região próxima que é conhecida por formar ativamente novas estrelas. Surpreendentemente, os dados mostraram uma abundância de raios X fluindo da estrela, levando a equipe a observá-la mais atentamente.

"Observamos a estrela, através do XMM-Newton, durante quase 40 horas, e achamos algo ainda mais inesperado," diz Ignazio Pillitteri, do INAF (Observatório Astronômico de Palermo), Itália.

"Ao invés de uma emissão suave e estável, os raios X pulsaram periodicamente para fora de Rho Ophiuchi A, variando ao longo de um período de cerca de 1,2 dias à medida que a estrela girava, como um farol de raios X! Este é um fenômeno bastante novo em estrelas maiores do que o Sol."

Rho Ophiuchi A é muito mais quente e mais massiva do que o Sol. Desconhece-se como os raios X são gerados em tais pesos pesados estelares; uma possibilidade é um forte magnetismo intrínseco, que seria observável através de sinais de magnetismo superficial. No entanto, como tal campo magnético funcionaria e como estaria ligado a qualquer emissão de raios X ainda não está claro.

"Conjecturamos que podia haver um ponto magnético gigante ativo na superfície de Rho Ophiuchi A, um pouco como uma mancha solar, apenas muito maior e mais estável, " acrescenta Pillitteri.

"À medida que a estrela gira, este ponto entraria e ficaria fora do campo de visão, causando os raios X pulsantes observados. No entanto, esta ideia era algo improvável; as manchas nas estrelas formam-se quando um campo magnético interior aparece na superfície e nós sabemos que apenas uma em cada dez estrelas massivas possui um campo magnético mensurável."

Outra maneira de criar o "efeito de farol" pulsante é através de um companheiro em órbita de massa inferior, que adicionou os seus próprios raios X copiosos à luz atribuída a Rho Ophiuchi A; esta emissão de raios X variaria de força à medida que a pequena e hipotética estrela cruzava na frente e atrás de Rho Ophiuchi A, durante a sua órbita de 1,2 dias. A equipe também considerou esta possibilidade: que Rho Ophiuchi A poderia ter uma pequena, invisível, companheira, de massa baixa, numa órbita muito próxima.

Estas medições foram feitas no visível, utilizando uma técnica conhecida como espectro-polarimetria, que envolve o estudo de vários comprimentos de onda de luz polarizada que emanam de uma estrela. Os dados mostraram que Rho Ophiuchi A tem um campo magnético intenso, cerca de 500 vezes mais forte que o do Sol.

Os dados combinados indicam que Rho Ophiuchi A é a única estrela do seu gênero a ter uma região magnética ativa confirmada, na sua superfície, que emite raios X. Procurar um comportamento semelhante em estrelas como Rho Ophiuchi A, ajudará os cientistas a compreender o quão prevalente é este fenômeno e a desvendar mais sobre as propriedades magnéticas destas estrelas.

Fonte: ESA

Impressões digitais das primeiras estrelas do Universo

Há muito tempo, cerca de 400.000 anos após o Big Bang, o Universo era escuro. Não havia estrelas ou galáxias e estava repleto, principalmente, de hidrogênio gasoso neutro.

© NSF/N. R. Fuller (ilustração das primeiras estrelas, massivas e azuis, do Universo)

Durante os 50 a 100 milhões de anos seguintes, a gravidade aglomerou lentamente as regiões mais densas de gás até que colapsaram em alguns locais para formar as primeiras estrelas.

Como eram estas primeiras estrelas e quando se formaram? Como é que afetaram o resto do Universo? Estas são questões que os astrônomos e os astrofísicos há muito tempo ponderam.

Agora, após 12 anos de esforço experimental, uma equipe de cientistas liderada pelo astrônomo Judd Bowman da Escola de Exploração Terrestre e Espacial da Universidade Estatal do Arizona descobriu indícios das primeiras estrelas no Universo. Usando sinais de rádio, a detecção fornece as primeiras evidências dos antepassados mais velhos da nossa árvore genealógica cósmica, nascidos uns meros 180 milhões de anos após o início do Universo.

"Esta detecção envolveu um grande desafio técnico, já que as fontes de ruído podem ser mil vezes mais brilhantes do que o sinal, é como estar no meio de um furacão e tentar ouvir o bater das asas de um beija-flor," comenta Peter Kurczynski, do National Science Foundation  (NFS) que apoiou este estudo. "Estes pesquisadores, com uma pequena antena de rádio no deserto, viram mais longe do que os telescópios espaciais mais poderosos, abrindo uma nova janela no Universo inicial."

Para encontrar estas impressões digitais, a equipe de Bowman usou um instrumento terrestre chamado espectrômetro de rádio, localizado no Murchison Radio-astronomy Observatory (MRO) da agência científica da Austrália CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation). Através do instrumento EDGES (Experiment to Detect the Global EoR Signature), a equipe mediu o espectro de rádio médio de todos os sinais astronômicos recebidos ao longo da maioria do céu do hemisfério sul e procurou pequenas mudanças na energia como função do comprimento de onda (ou frequência).

À medida que as ondas de rádio entram na antena terrestre, são ampliadas por um receptor e, em seguida, digitalizadas e registadas por computador, da mesma maneira que os receptores rádio FM e TV funcionam. A diferença é que o instrumento está calibrado muito precisamente e projetado para funcionar o mais uniformemente possível em vários comprimentos de onda de rádio.

Os sinais detectados pelo espectrômetro de rádio neste estudo vieram do hidrogênio gasoso primordial que preenchia o jovem Universo e existia entre todas as estrelas e galáxias. Estes sinais possuem uma riqueza de informações que abre uma nova janela sobre como as primeiras estrelas, e mais tarde os buracos negros e as galáxias, se formaram e evoluíram.

"É improvável que, durante as nossas vidas, possamos ver ainda mais cedo a história das estrelas," acrescenta Bowman. "Este projeto mostra que uma nova técnica promissora pode funcionar e abriu caminho para décadas de novas descobertas astrofísicas."

Esta detecção destaca a excepcional quietude de rádio do Observatório Murchison, particularmente porque a característica encontrada pelo EDGES sobrepõe-se à frequência usada pelas estações de rádio FM. A legislação nacional australiana limita o uso de transmissores de rádio até 260 km do local, reduzindo substancialmente a interferência que, de outra forma, podia afogar as sensíveis observações astronômicas.

Os resultados confirmam as expetativas teóricas gerais de quando as primeiras estrelas se formaram e as propriedades mais básicas das primeiras estrelas.

"O que aconteceu neste período é que parte da radiação das primeiras estrelas começa a permitir com que o hidrogênio seja visto," comenta Rogers. "Está fazendo com que o hidrogênio comece a absorver a radiação de fundo, de modo que começamos a vê-lo em silhueta em frequências de rádio específicas. Este é o primeiro sinal real de que as estrelas estão começando a formar-se e afetar o meio em ao redor."

A equipe originalmente ajustou o seu instrumento para olhar mais tarde no tempo cósmico, mas em 2015 decidiram ampliar a sua busca.

"Assim que mudamos o nosso sistema para esta banda mais baixa, começamos a ver coisas que achamos podiam ser uma assinatura real," comenta Rogers. "Vemos esta diminuição mais fortemente perto dos 78 megahertz e esta frequência corresponde a aproximadamente 180 milhões de anos após o Big Bang. Em termos de detecção direta de um sinal do hidrogênio gasoso propriamente dito, esta deve ser a mais antiga."

O estudo também revelou que o gás no Universo era provavelmente muito mais frio do que o esperado, menos de metade da temperatura prevista. Isto sugere que ou os esforços teóricos dos astrofísicos ignoraram algo significativo ou que esta pode ser a primeira evidência de física não-padrão: especificamente, que os bárions (matéria normal) podem ter interagido com a matéria escura e lentamente ter perdido energia para a matéria escura no início do Universo, um conceito originalmente proposto por Rennan Barkana da Universidade de Tel Aviv.

"Se a ideia de Barkana for confirmada, então aprendemos algo novo e fundamental acerca da misteriosa matéria escura que representa 85% da matéria no Universo, fornecendo o primeiro vislumbre da física para além do modelo padrão," comenta Bowman.

Os próximos passos nesta linha de pesquisa são que outro instrumento confirme esta detecção e será melhorar o desempenho dos instrumentos, de modo que se possa aprender mais sobre as propriedades das primeiras estrelas.

Uma aceleração dos esforços para utilizar novos radiotelescópios como o HERA (Hydrogen Epoch of Reionization Array) e o OVRO-LWA (Owens Valley Long Wavelength Array) auxiliaria esta pesquisa.

Os resultados deste estudo foram recentemente publicados na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Detectada poderosa proeminência em Proxima Centauri

Usando dados do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma equipe de astrônomos descobriu que uma forte proeminência estelar entrou em erupção em Proxima Centauri em março de 2017.

© NRAO/D. Berry (ilustração de uma anã vermelha como Proxima Centauri)

O achado levanta questões sobre a habitabilidade do vizinho exoplanetário mais próximo do nosso Sistema Solar, Proxima b, que orbita Proxima Centauri.

No seu pico, a recém-reconhecida proeminência foi 10 vezes mais brilhante do que as maiores proeminências do nosso Sol, quando observadas em comprimentos de onda semelhantes. As proeminências estelares ainda não foram bem estudadas nos comprimentos de onda milimétricos e submilimétricos detectados pelo ALMA, especialmente em torno de estrelas do tipo de Proxima Centauri, anãs M, as estrelas mais comuns na nossa Galáxia.

A proeminência aumentou em 1.000 vezes, durante 10 segundos, o brilho de Proxima Centauri. Foi precedida por uma proeminência menor; em conjunto, todo o evento durou menos de dois minutos das 10 horas que o ALMA observou a estrela, entre janeiro e março do ano passado.

As proeminências estelares ocorrem quando uma mudança no campo magnético da estrela acelera elétrons até velocidades que se aproximam da luz. Os elétrons acelerados interagem com o plasma altamente carregado que compõe a maioria da estrela, provocando uma erupção que produz emissões em todo o espectro eletromagnético.

"É provável que Proxima b tenha sido banhada em radiação altamente energética durante esta proeminência," explicou MacGregor, acrescentando que já se sabia que Proxima Centuari emitia proeminências regulares, embora menores, em raios X. "Durante os bilhões de anos desde a formação de Proxima b, proeminências como esta podem ter evaporado qualquer atmosfera ou oceano e esterilizado a superfície, sugerindo que a habitabilidade pode envolver mais do que apenas a distância ideal à estrela hospedeira para poder abrigar água líquida," comenta Meredith MacGregor, astrônoma do Instituto Carnegie para Ciência, Departamento de Magnetismo Terrestre em Washington, EUA.

Um artigo anterior que também usou os mesmos dados do ALMA interpretou a sua luminosidade média, que incluiu o fluxo de luz tanto da estrela como da proeminência, como sendo provocada por múltiplos discos de poeira que circundam Proxima Centauri, não muito diferentes dos cinturões de asteroides e de Kuiper do nosso Sistema Solar.

Mas quando os pesquisadores analisaram os dados do ALMA como uma função do tempo de observação, em vez de calcular uma média global, foram capazes de ver a explosão transitória de radiação emitida por Proxima Centauri pelo que realmente era.

Foi observado que não existe uma quantidade substancial de poeira em torno de Proxima Centuari, e também não há nenhuma informação que indique que a estrela possui um rico sistema planetário como o nosso.

A descoberta foi publicada na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Hubble fornece evidências de uma nova física no Universo

Os astrônomos através do telescópio espacial Hubble efetuaram as medições mais precisas da taxa de expansão do Universo desde que foi calculada pela primeira vez há quase um século. Curiosamente, os resultados induz considerar que podem haver evidências de algo inesperado operando no Universo.

© STScI/A. Riess (NGC 3972 e NGC 1015)

Estas imagens do telescópio espacial Hubble mostram duas das 19 galáxias analisadas num projeto para melhorar a precisão da taxa de expansão do Universo, um valor conhecido como a constante de Hubble. As composições a cores mostram NGC 3972 (esquerda) e NGC 1015 (direita), localizadas a 65 e 118 milhões de anos-luz, respetivamente. Os círculos amarelos em cada galáxia representam as localizações de estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas.

Isto porque a descoberta mais recente do Hubble confirma uma discrepância incômoda que mostra que o Universo parece estar se expandindo mais depressa, agora, do que era esperado dada a sua trajetória vista pouco depois do Big Bang. Os pesquisadores sugerem que pode ser necessária uma nova física para explicar a inconsistência.

"A comunidade está realmente lutando para compreender o significado desta discrepância," realça Adam Riess, do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins.

A equipe de Riess vem usando o Hubble ao longo dos últimos seis anos para refinar as medições das distâncias a galáxias, com auxílio das suas estrelas como marcadores. Estas medições são usadas para calcular quão rápido o Universo se expande com o tempo, um valor conhecido como a constante de Hubble. O novo estudo da equipe estica o número de estrelas analisadas até 10 vezes a distância dos resultados anteriores do Hubble.

Mas o valor de Riess reforça a disparidade com o valor esperado e derivado das observações da expansão do Universo inicial, 378.000 anos após o Big Bang, o evento violento que formou o Universo há aproximadamente 13,8 bilhões de anos. Estas medições foram feitas pelo satélite Planck da ESA, que mapeia o fundo cósmico de micro-ondas, uma relíquia do Big Bang. A diferença entre estes dois valores é aproximadamente de 9%. As novas medições do Hubble ajudam a reduzir as hipóteses de que a discrepância entre os dois valores é mera coincidência para 1 em 5.000.

O resultado do Planck previa que o valor da constante de Hubble deveria agora ser de 67 quilômetros por segundo por megaparsec (3,3 milhões de anos-luz), e que não podia ser superior a 69 quilômetros por segundo por megaparsec. Isto significa que por cada 3,3 milhões de anos-luz que uma galáxia está de nós, move-se 67 km/s mais depressa. Mas a equipe de Riess mediu um valor de 73 km/s/Mpc, indicando que as galáxias se movem a um ritmo mais rápido do que o implícito nas observações do Universo inicial.

Os dados do Hubble são tão precisos que não é possível descartar a diferença entre os dois resultados como erros em qualquer medição única ou método. "Ambos os resultados foram testados de várias formas, assim que a não ser que existam uma série de erros não relacionados, mas deve ser uma característica do Universo," explica Riess.

Riess delineou algumas explicações possíveis para esta discrepância, todas relacionadas com os 95% do Universo que está envolto em escuridão. Uma possibilidade é que a energia escura, já conhecida por acelerar o cosmos, pode estar afastando as galáxias umas das outras com uma força ainda maior, ou crescente. Isto significa que a própria aceleração pode não ter um valor constante no Universo, mas mudar ao longo do tempo do Universo. Riess partilhou o Prêmio Nobel pela descoberta, em 1998, da aceleração do Universo.

Outra ideia é que o Universo contém uma nova partícula subatômica que viaja perto da velocidade da luz. Estas velozes partículas são coletivamente chamadas "radiação escura" e incluem partículas anteriormente conhecidas como os neutrinos, criados em reações nucleares e decaimentos radioativos. Ao contrário de um neutrino normal, que interage por força subatômica, esta nova partícula só seria afetada pela gravidade e é apelidada de "neutrino estéril."

Ainda outra possibilidade fascinante é que a matéria escura (uma forma invisível de matéria não composta por prótons, nêutrons e elétrons) interage mais fortemente com a matéria normal ou com a radiação do que se julgava anteriormente.

Qualquer um destes cenários mudaria os conteúdos do Universo inicial, levando a inconsistências nos modelos teóricos. Estas inconsistências resultariam num valor incorreto para a constante de Hubble, inferido a partir de observações do cosmos jovem. Este valor seria então incompatível com o número derivado das observações do Hubble.

Riess e colegas não têm ainda quaisquer respostas para este problema vexante, mas a sua equipe continuará trabalhando no ajuste da taxa de expansão do Universo. Até agora, a equipe de Riess, de nome SH0ES (Supernova H0 for the Equation of State), diminuiu a incerteza para 2,3%. Antes do Hubble ter sido lançado em 1990, as estimativas da constante de Hubble variavam por um fator de dois. Um dos objetivos principais do Hubble era o de ajudar os astrônomos a reduzir o valor desta incerteza até um erro de apenas 10%. Desde 2005, o grupo tem procurado aprimorar a precisão da constante de Hubble até que permita uma melhor compreensão do comportamento do Universo.

A equipe conseguiu refinar o valor da constante de Hubble otimizando e fortalecendo a construção da escada de distâncias cósmicas, que os astrônomos usam para medir distâncias precisas de galáxias próximas e distantes. Os pesquisadores compararam estas distâncias com a expansão do espaço, conforme medido pela dilatação da luz de galáxias cada vez mais distantes. Usaram então a aparente velocidade externa das galáxias a cada distância para calcular a constante de Hubble.

Mas o valor da constante de Hubble só é tão preciso quanto a precisão das medições. Os astrônomos selecionaram classes especiais de estrelas e supernovas como "marcadores cósmicos" para medir com precisão as distâncias das galáxias.

Entre as mais confiáveis para distâncias menores estão as variáveis Cefeidas, estrelas pulsantes que aumentam e diminuem de brilho a ritmos que correspondem ao seu brilho intrínseco. As suas distâncias, portanto, podem ser inferidas através da comparação do seu brilho intrínseco com o seu brilho aparente visto da Terra.

A astrônoma Henrietta Leavitt foi a primeira a reconhecer a utilidade das variáveis Cefeidas para medir distâncias em 1913. Mas o primeiro passo é medir as distâncias às Cefeidas independentemente do seu brilho, usando uma ferramenta básica de geometria chamada paralaxe. A paralaxe é a mudança aparente na posição de um objeto devido a uma alteração do ponto de vista de um observador. Esta técnica foi inventada pelos antigos Gregos que a usaram para medir a distância da Terra à Lua.

O resultado mais recente do Hubble é baseado em medições da paralaxe de oito Cefeidas recém-analisadas na nossa Via Láctea. Estas estrelas estão cerca de 10 vezes mais distantes do que as estudadas anteriormente, residindo entre 6.000 e 12.000 anos-luz da Terra, o que as torna mais difíceis de medir. Pulsam a intervalos mais longos, tal como as Cefeidas observadas pelo Hubble em galáxias distantes que contêm outra "régua" confiável, explosões estelares chamadas supernovas do Tipo Ia. Este tipo de supernova explode com um brilho uniforme e é brilhante o suficiente para ser observado relativamente longe. As observações anteriores do Hubble estudaram 10 cefeidas que piscam mais depressa localizadas de 300 a 1.600 anos-luz da Terra.

Para medir a paralaxe com o Hubble, a equipe teve que avaliar a pequena, mas aparente oscilação das Cefeidas devido ao movimento da Terra em torno do Sol. Estas oscilações têm aproximadamente 1/100 do tamanho de um único pixel na câmara do telescópio, equivalentes ao tamanho aparente de um grão de areia a 160,9 km de distância.

Portanto, para garantir a precisão das medições foi desenvolvido um método inteligente que não tinha sido previsto durante o lançamento do Hubble. Os cientistas inventaram uma técnica de varrimento na qual o telescópio media a posição de uma estrela mil vezes por minuto a cada seis meses durante quatro anos.

A equipe calibrou o brilho verdadeiro das oito estrelas que pulsam lentamente e cruzou-as com as suas primas mais distantes a fim de encolher as imprecisões na sua escada de distâncias. Os inpesquisadores compararam então o brilho das Cefeidas e das supernovas nestas galáxias com maior confiança, para que pudessem medir com mais firmeza o brilho verdadeiro das estrelas e, portanto, calcular distâncias de centenas de supernovas em galáxias distantes com maior precisão.

Outra vantagem deste estudo é o uso do mesmo instrumento, o WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble, para calibrar as luminosidades tanto das Cefeidas próximas como daquelas em outras galáxias, eliminando os erros sistemáticos que são inevitavelmente introduzidos quando comparando medições obtidas por diferentes telescópios.

Normalmente, se a cada seis meses quando é medida a mudança na posição de uma estrela em relação a uma segunda a estas distâncias, há uma limitação da capacidade em descobrir exatamente onde está a estrela. Usando a nova técnica, o Hubble move-se lentamente através de um alvo estelar e capta a imagem como uma linha de luz. "Este método permite oportunidades repetidas para medir os deslocamentos extremamente pequenos devido à paralaxe. Estamos medindo a separação entre duas estrelas, não apenas num local na câmara, mas repetidamente durante milhares de vezes, reduzindo os erros nas medições," acrescenta Riess.

O objetivo da equipe é reduzir ainda mais a incerteza usando dados do Hubble e do observatório espacial Gaia da ESA, que irá medir as posições e distâncias de estrelas com uma precisão sem precedentes. Esta precisão será necessária para diagnosticar a causa desta discrepância.

Os resultados foram aceitos para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

O X lunar

A marca em formato de X na superfície lunar é facilmente visível com binóculos ou com pequenos telescópios, e até mesmo com câmeras fotográficas que tenham um zoom considerável, mas não são todos que conseguem ver.

© Henrik Adamsson (X lunar)

Para registrar, ou observar o X você tem que olhar para a Lua no momento certo, pois ele só aparece poucas horas antes da Lua entrar na sua fase quarto crescente. O X lunar é na verdade uma ilusão produzida ao longo da linha que divide o dia da noite na Lua, chamada de terminador, e se forma devido a uma configuração das crateras Blanchinus, La Caille e Purbach.

Perto da fase de quarto crescente da Lua, um astronauta parado ali veria o Sol nascer lentamente perto do horizonte. Temporariamente, as paredes das crateras recebem luz do Sol, enquanto que o assoalho das crateras permanece na escuridão. Visto da Terra, as seções contrastantes das paredes brilhantes, contra o assoalho escuro cria a impressionante forma de um X. Esta nítida imagem da Lua, mostrando o X Lunar, foi registrada em 22 de Fevereiro de 2018. Outra detalhe, na Lua também é possível ver o V Lunar, visto no centro da imagem.

Fonte: NASA

Uma jaula magnética no Sol cessa uma erupção solar

Uma nova investigação mostra que uma dramática luta pelo poder à superfície do Sol está no cerne das erupções solares.

© NASA/SDO (proeminência de classe X entrando em erupção)

O trabalho destaca o papel da topologia magnética do Sol no desenvolvimento de erupções solares que podem desencadear eventos meteorológicos espaciais em torno da Terra.

Os cientistas, liderados por Tahar Amari, astrofísico do Centro de Física Teórica da Escola Politécnica em Palaiseau Cedex, França, tiveram em conta as proeminências solares, explosões intensas de radiação e luz. Muitas proeminências solares são seguidas por uma ejeção de massa coronal, ou EMC, uma enorme erupção em forma de material solar e campos magnéticos, mas algumas não são, o que diferencia as duas situações não é claramente entendido.

Usando dados da SDO (Solar Dynamics Observatory) da NASA, os cientistas examinaram um grupo de manchas solares com o tamanho de Júpiter em outubro em 2014, uma área de campos magnéticos complexos, muitas vezes o local da atividade solar. Este foi o maior grupo dos últimos dois ciclos solares e uma região altamente ativa. Apesar das condições parecerem ideais para uma erupção, a região nunca produziu uma grande EMC na sua jornada através do Sol. No entanto, emitiu uma poderosa proeminência de classe X. O que determina se uma proeminência está associada com uma EMC?

A equipe de cientistas incluiu observações da missão SDO de campos magnéticos na superfície do Sol em modelos poderosos que calculam o campo magnético na coroa do Sol, ou atmosfera superior, e examinou como evoluiu no tempo imediatamente antes da proeminência. O modelo revela uma batalha entre duas estruturas magnéticas fundamentais: um laço magnético torcido, conhecida por estar associada com o início das EMCs, e uma jaula densa de campos magnéticos que cobrem o laço.

Os cientistas descobriram que esta jaula magnética impediu fisicamente com que a EMC entrasse em erupção naquele dia. Poucas horas antes da proeminência, a rotação natural da mancha solar revirou o laço magnético e cresceu cada vez mais torcido e instável, como um elástico bem enrolado. Mas o laço nunca entrou em erupção a partir da superfície: o seu modelo demonstra que não teve energia suficiente para romper a jaula. No entanto, foi volátil o suficiente para atacar parte da jaula, desencadeando a forte proeminência solar.

Ao mudarem as condições da jaula no seu modelo, os cientistas descobriram que se a jaula tivesse sido mais fraca naquele dia, uma grande EMC teria entrado em erupção no dia 24 de outubro de 2014. O grupo está interessado em desenvolver o seu modelo para estudar como o conflito entre a jaula magnética e o laço se desenrola em outras erupções.

"Nós conseguimos seguir a evolução de uma região ativa, prever a probabilidade de erupção e calcular a quantidade máxima de energia que a erupção pode liberar," comenta Amari. "Este é um método prático que pode tornar-se importante na previsão da meteorologia do espaço à medida que as capacidades computacionais aumentam."

Este trabalho foi publicado num artigo da revista Nature.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Um frenesi de estrelas na galáxia irregular IC 4710

Descoberta em 1900 pelo astrônomo DeLisle Stewart e aqui captada pelo telescópio espacial Hubble, a IC 4710 é uma visão inegavelmente espetacular.

© Hubble (IC 4710)

A galáxia é uma nuvem ocupada de estrelas brilhantes, com bolsões brilhantes marcando a formação de novas estrelas espalhadas por suas bordas.

A IC 4710 é uma galáxia irregular anã. Como o nome sugere, tais galáxias são irregulares e caóticas na aparência, sem protuberâncias centrais e braços espirais, são distintamente diferentes de espirais ou elípticas. Pensa-se que as galáxias irregulares podem ter sido espirais ou elípticas, mas se distorceram ao longo do tempo através de forças gravitacionais externas durante interações ou fusões com outras galáxias. As galáxias anãs irregulares em particular são importantes para a compreensão geral da evolução das galáxias, como são semelhantes às primeiras galáxias que se formaram no Universo.

A IC 4710 está localizada a cerca de 25 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação do Pavão. Esta constelação está localizada no céu do hemisfério sul e também contém o terceiro aglomerado globular de estrelas mais brilhante do céu, o NGC 6752, a galáxia espiral NGC 6744 e seis sistemas planetários conhecidos, incluindo o sistema estelar HD 181433 que é anfitrião de uma super-Terra.

Os dados usados ​​para criar esta imagem foram coletados pela Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble.

Fonte: ESA

A formação de um disco protoplanetário

Aninhado na jovem região de formação estelar Ophiuchus, a 410 anos-luz de distância do Sol, um disco protoplanetário chamado AS 209 está lentamente tomando forma.

© ESO/ALMA (AS 209)

Esta bela imagem foi captada com o telescópio de alta resolução ALMA (Atacama Large Millimeter Array) e revela um curioso padrão de anéis e espaços vazios na poeira que circunda a estrela jovem.

Os discos protoplanetários são discos planos em rotação, que se encontram repletos de gás e poeira densos e que rodeiam estrelas recentemente formadas. São os reservatórios da matéria que um dia se transforma em planetas, satélites e outros corpos menores em órbita da respectiva estrela. Com menos de 1 milhão de anos de idade, este sistema é muito jovem, no entanto podemos ver já dois espaços vazios que estão sendo claramente abertos no disco.

O espaço vazio mais exterior é profundo, largo e essencialmente uma zona livre de poeira, o que leva os astrônomos a pensar que um planeta gigante, quase com a mesma massa de Saturno, está orbitando neste lugar, a cerca de 800 minutos-luz da estrela central, o que corresponde a mais de três vezes a distância entre Netuno e o Sol!

À medida que o planeta “limpa” o seu caminho, a poeira acumula-se na periferia exterior da sua órbita, dando origem a anéis muito bem definidos. O espaço vazio mais fino e interior pode ter sido formado por um planeta menor, mas existe a intrigante possibilidade do planeta maior e mais distante ter criado os dois espaços vazios que são vistos na imagem.

Este planeta do tipo de Saturno situado tão distante da estrela central coloca-nos interessantes questões sobre a formação de planetas na periferia de discos protoplanetários em escalas de tempo particularmente curtas.

Fonte: ESO

A Aranha e a Mosca

A imagem abaixo mostra duas grandes nebulosas de emissão na direção da constelação de Auriga.

© Joe Morris (IC 417 e NGC 1931)

A nuvem de gás em forma de aranha à esquerda é na verdade uma nebulosa de emissão chamada IC 417, enquanto a nuvem menor em forma de mosca à direita é denominada de NGC 1931, e é uma nebulosa de emissão e de reflexão. A NGC 1931 foi descoberta pelo astrônomo William Herschel em 1793.

Cerca de 10.000 anos-luz distantes, ambas as nebulas possuem aglomerados abertos de estrelas jovens. Em escala, a mais compacta NGC 1931 tem cerca de 10 anos-luz de extensão.

Fonte: NASA