Hubble ajuda a resolver o mistério do escurecimento de Betelgeuse

Novas observações do telescópio espacial Hubble sugerem que o escurecimento inesperado da estrela Betelgeuse foi provavelmente provocado por uma imensa quantidade de material quente ejetado para o espaço, formando uma nuvem de poeira que bloqueou a luz estelar proveniente da superfície de Betelgeuse.

© ESO/ESA/M. Kornmesser (ilustração de Betelgeuse e a nuvem de poeira)

Betelgeuse é uma estrela supergigante vermelha envelhecida que aumentou de tamanho como resultado de mudanças evolutivas complexas nos processos de fusão nuclear no seu núcleo. A estrela é tão grande que se substituíssemos o Sol no centro do nosso Sistema Solar, a sua superfície externa se estenderia para além da órbita de Júpiter. O fenômeno sem precedentes do grande escurecimento de Betelgeuse, eventualmente perceptível até mesmo a olho nu, começou em outubro de 2019. Em meados de fevereiro de 2020, o brilho desta estrela monstruosa tinha caído por mais de um fator de três. 

Este escurecimento repentino confundiu os astrônomos, que procuraram desenvolver teorias para explicar a mudança abrupta. Graças às novas observações do Hubble, pesquisadores sugerem agora que se formou uma nuvem de poeira quando o plasma superquente foi liberado de uma ressurgência de uma grande célula de convecção na superfície da estrela e passou pela atmosfera quente para as camadas externas mais frias, onde arrefeceu e formou poeira. A nuvem resultante bloqueou a luz de aproximadamente um-quarto da superfície da estrela, começando no final de 2019. Em abril de 2020, a estrela havia regressado ao seu brilho normal. 

Vários meses de observações espectroscópicas no ultravioleta de Betelgeuse pelo Hubble, começando em janeiro de 2019, produziram uma linha temporal perspicaz que levou ao escurecimento da estrela. Estas observações forneceram novas e importantes pistas para o mecanismo por trás da queda de brilho. O Hubble viu um material denso e aquecido movendo-se pela atmosfera da estrela em setembro, outubro e novembro de 2019. Então, em dezembro, vários telescópios terrestres observaram a estrela diminuindo de brilho no seu hemisfério sul. 

Este material era duas a quatro vezes mais luminoso do que o brilho normal da estrela. Em torno de um mês depois, o hemisfério sul de Betelgeuse escureceu visivelmente à medida que estrela ficava mais fraca.

As observações fazem parte de um estudo do Hubble de três anos para monitorar variações na atmosfera externa da estrela. A sensibilidade do telescópio à radiação ultravioleta permitiu analisar as camadas acima da superfície da estrela, que são tão quentes que emitem principalmente na região ultravioleta do espectro e não são vistas no visível. Estas camadas são aquecidas parcialmente pelas turbulentas células de convecção da estrela que borbulham para a superfície. 

Os espectros do Hubble, obtidos no início e no final de 2019 e em 2020, sondaram a atmosfera externa da estrela medindo linhas espectrais do magnésio ionizado. De setembro a novembro de 2019, os pesquisadores mediram material que passava da superfície da estrela para a sua atmosfera externa. Este material quente e denso continuou viajando além da superfície visível de Betelgeuse, alcançando milhões de quilômetros da estrela. A esta distância, o material arrefeceu o suficiente para formar poeira. 

Esta interpretação é consistente com as observações no ultravioleta do Hubble em fevereiro de 2020, que mostraram que o comportamento da atmosfera externa da estrela voltou ao normal, embora no visível ainda estava mais tênue. 

A causa do surto ainda é desconhecida, mas pode ter sido auxiliado pelo ciclo de pulsação da estrela, que continuou normalmente durante o evento, conforme registado por observações no visível. Foi utilizado também um telescópio automatizado do Instituto Leibniz para Astrofísica chamado STELLA (STELLar Activity) para medir as mudanças na velocidade do gás na superfície da estrela à medida que subia e descia durante o ciclo de pulsação. A estrela estava se expandindo no seu ciclo ao mesmo tempo que a célula convectiva ressurgia. A pulsação ondulando para fora de Betelgeuse pode ter ajudado a impulsionar o plasma que fluía pela atmosfera. 

A supergigante vermelha está destinada a terminar a sua vida numa explosão de supernova e é possível que o escurecimento repentino pode ser um evento pré-supernova. A estrela está relativamente perto, a cerca de 725 anos-luz de distância, de modo que o evento de escurecimento teria acontecido por volta do ano 1300, já que a sua luz está agora alcançando a Terra. 

Haverá outra chance de observar a estrela com o Hubble no final de agosto ou início de setembro. De momento, Betelgeuse encontra-se no céu diurno, demasiado perto do Sol para observações com o Hubble.

Fonte: ESA

Áreas brilhantes de Ceres vêm de água salgada por baixo

A sonda Dawn da NASA deu aos cientistas vistas extraordinárias do planeta anão Ceres, que fica no cinturão de asteroides entre Marte e Júpiter.

© NASA/JPL-Caltech (Cratera Occator)

Quando a missão terminou em outubro de 2018, o orbitador encontrava-se a menos de 35 km da superfície, revelando detalhes nítidos das misteriosas regiões brilhantes pelas quais Ceres ficou conhecido.

Os cientistas descobriram que as áreas brilhantes eram depósitos constituídos principalmente de carbonato de sódio, um composto de sódio, carbono e oxigênio. Provavelmente tiveram origem num líquido que se infiltrou até à superfície e se evaporou, deixando para trás uma crosta altamente refletiva de sal. Mas o que ainda não haviam determinado era a origem deste líquido.

Analisando dados recolhidos perto do final da missão, os cientistas da Dawn concluíram que o líquido veio de um reservatório profundo de salmoura, ou água enriquecida com sal. Ao estudar a gravidade de Ceres, os cientistas aprenderam mais sobre a estrutura interna do planeta anão e foram capazes de determinar que o reservatório de salmoura tem cerca de 40 km de profundidade e centenas de quilômetros de largura.

Ceres não beneficia do aquecimento interno gerado por interações gravitacionais com um grande planeta, como é caso de algumas luas geladas do Sistema Solar exterior. Mas a nova análise, que se concentra na Cratera Occator de Ceres (com 92 km de diâmetro), o lar das áreas brilhantes mais extensas, confirma que Ceres é um mundo rico em água como estes outros corpos gelados.

Muito antes da Dawn chegar a Ceres em 2015, os cientistas notaram regiões brilhantes difusas com telescópios, mas a sua natureza era desconhecida. Quando em órbita, a Dawn captou imagens de duas áreas distintas e altamente refletivas dentro da Cratera Occator, que foram posteriormente designadas Cerealia Facula e Vinalia Faculae.

Os cientistas sabiam que os micrometeoritos atingem frequentemente a superfície de Ceres, alterando-a e deixando detritos. Com o tempo, este tipo de ação deve escurecer estas áreas brilhantes. Portanto, o seu brilho indica que provavelmente são jovens. Tentar entender a origem das áreas e como o material pode ser tão novo, foi o foco principal da missão estendida final da Dawn, de 2017 a 2018.

A pesquisa não só confirmou que as regiões brilhantes são jovens, algumas com menos de 2 milhões de anos; também descobriu que a atividade geológica que conduz estes depósitos pode estar ainda ocorrerendo. Esta conclusão dependia de uma descoberta científica: compostos de sal (cloreto de sódio quimicamente ligado com água e cloreto de amônio) concentrados em Cerealia Facula.

À superfície de Ceres, os sais contendo água desidratam rapidamente, em centenas de anos. Mas as medições da Dawn mostram que ainda têm água, de modo que os fluídos devem ter chegado à superfície muito recentemente. Isto é evidência da presença de líquido por baixo da região da Cratera Occator e da transferência contínua de material do interior profundo para a superfície.

Os cientistas descobriram duas vias principais que permitem que os líquidos cheguem à superfície. Para o grande depósito em Cerealia Facula, a maior parte dos sais foi fornecida por uma área lamacenta logo abaixo da superfície que foi derretida pelo calor do impacto que formou a cratera há aproximadamente 20 milhões de anos. O calor do impacto diminuiu após alguns milhões de anos; no entanto, o impacto também criou grandes fraturas que podem atingir o reservatório antigo e profundo, permitindo que a salmoura continuasse a infiltrar-se até à superfície.

No nosso Sistema Solar, a atividade geológica gelada ocorre principalmente nas luas geladas, onde é impulsionada pelas suas interações gravitacionais com os planetas. Mas este não é o caso com o movimento de salmouras até à superfície de Ceres, sugerindo que outros grandes corpos ricos em gelo, que não são luas, também podem estar ativos.

Algumas evidências de líquidos recentes na Cratera Occator vêm de depósitos brilhantes, mas outras pistas vêm de uma variedade de colinas cônicas interessantes que fazem lembrar os pingos, pequenas montanhas de gelo nas regiões polares formadas por água gelada subterrânea pressurizada. Tais características foram encontradas em Marte, mas a sua descoberta em Ceres assinala a primeira vez que foram observadas num planeta anão.

Numa escala maior, os cientistas foram capazes de mapear a densidade da estrutura da crosta de Ceres em função da profundidade, a primeira vez que tal acontece para um corpo planetário rico em gelo. Usando medições de gravidade, descobriram que a densidade crustal de Ceres aumenta significativamente com a profundidade, muito além do simples efeito de pressão. Os pesquisadores inferiram que, ao mesmo tempo que o reservatório de Ceres congela, o sal e a lama incorporam-se na parte inferior da crosta.

A Dawn é a única nave espacial orbitando dois destinos extraterrestres, Ceres e o asteroide gigante Vesta, graças ao seu sistema eficiente de propulsão iônica. Quando a Dawn usou todo o seu combustível, hidrazina, para um sistema que controla a sua orientação, não foi capaz de apontar para a Terra para comunicações nem apontar os seus painéis solares para o Sol a fim de produzir energia elétrica. Dado que se descobriu que Ceres tem materiais orgânicos à superfície e líquido subterrâneo, as regras de proteção planetária exigiram que a Dawn fosse colocada numa órbita de longa duração que a impedisse de colidir com o planeta anão durante décadas.

As descobertas foram publicadas numa coleção especial de artigos das revistas Nature Astronomy, Nature Geoscience e Nature Communications.

Fonte: NASA

ALMA observa a galáxia mais distante parecida com a Via Láctea

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), do qual o ESO é parceiro, os astrônomos observaram uma galáxia muito distante e, consequentemente, muito jovem, bastante parecida com a nossa Via Láctea.

© ESO/ALMA (SPT0418-47 sob o efeito de lente gravitacional)

A galáxia está tão distante que sua luz levou mais de 12 bilhões de anos para chegar até nós. Estamos vendo como era quando o Universo tinha apenas 1,4 bilhão de anos. Surpreendentemente, esta galáxia se mostra, também, pouco caótica, o que contradiz as teorias que apontam para que todas as galáxias no Universo primordial sejam turbulentas e instáveis. Esta descoberta inesperada desafia a nossa compreensão de como é que as galáxias se formam, nos dando pistas sobre o passado do nosso Universo.

Embora a galáxia estudada pelos astrônomos, chamada SPT0418-47, não pareça ter braços em espiral, ela tem pelo menos duas características típicas da Via Láctea: um disco em rotação e um bojo, um enorme grupo de estrelas aglomeradas de forma muito compacta em torno do centro galáctico. Trata-se da primeira vez que um bojo é visto tão cedo na história do Universo, fazendo da SPT0418-47 a galáxia semelhante à Via Láctea mais distante observada até hoje.

No Universo primordial, as galáxias jovens estão ainda no processo de formação, por isso os pesquisadores esperavam que se mostrassem caóticas e sem estruturas distintas típicas de galáxias mais maduras como a Via Láctea.

É fundamental estudar galáxias distantes como a SPT0418-47 para compreendermos como é que as galáxias se formam e evoluem. Esta galáxia está tão distante que a vemos quando o Universo tinha apenas 10% de sua idade atual porque sua luz levou 12 bilhões de anos para chegar à Terra. Ao estudar este objeto, estamos olhando para trás no tempo, para uma época em que estas galáxias estavam apenas começando a se desenvolver.

Como estas galáxias estão muito distantes, observações detalhadas, até mesmo com os telescópios mais poderosos, são quase impossíveis, pois as galáxias parecem pequenas e tênues. A equipe superou este obstáculo ao usar uma galáxia próxima como uma poderosa lupa, ou seja, o efeito conhecido por lente gravitacional, permitindo ao ALMA observar um passado distante com um detalhe sem precedentes. Neste efeito, a atração gravitacional da galáxia próxima distorce e curva a luz da galáxia distante, fazendo com que esta nos apareça deformada, mas bastante ampliada.

Com as lentes gravitacionais, a galáxia distante aparece como um anel de luz quase perfeito situado em torno da galáxia próxima, o que ocorre devido ao alinhamento quase exato entre estes dois objetos. A equipe de pesquisa reconstruiu a verdadeira forma da galáxia distante e o movimento do seu gás a partir dos dados ALMA, usando uma nova técnica de modelagem computacional.

A descoberta foi bastante intrigante; apesar de estar formando estrelas a uma taxa elevada e, consequentemente, ser um local de processos altamente energéticos, a SPT0418-47 é a galáxia de disco mais bem organizada já observada no Universo primordial. Contudo, os astrônomos observam que, apesar da SPT0418-47 ter um disco e outras estruturas semelhantes às galáxias espirais que vemos atualmente, esta galáxia evoluirá, muito provavelmente, para uma galáxia muito diferente da Via Láctea, se juntando à classe das galáxias elípticas, outro tipo de galáxias que, juntamente com as espirais, existe no Universo atual.

Esta descoberta inesperada sugere que o Universo primordial pode não ser tão caótico como se pensava, levantando muitas questões sobre como é que uma galáxia tão bem ordenada poderia ter se formado logo após o Big Bang. Esta descoberta do ALMA segue a descoberta anterior anunciada em maio de um disco massivo em rotação observado a uma distância semelhante. A SPT0418-47 é vista, no entanto, com muito mais detalhe, graças ao efeito de lente gravitacional, e possui um bojo além de um disco, o que a torna muito mais similar à nossa Via Láctea atual do que o objeto estudado anteriormente.

Estudos futuros, inclusive com o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, tentarão descobrir quão típicas são estas galáxias de disco prematuras e se são normalmente menos caóticas do que o previsto, o que abrirá novos caminhos que permitirão aos astrônomos descobrir como é que as galáxias evoluem.

Este pesquisa foi apresentada em um artigo intitulado “A dynamically cold disk galaxy in the early Universe”, publicado na revista Nature.

Fonte: ESO

Planeta surpreendentemente denso desafia teorias de formação planetária

Novas observações detalhadas revelam um jovem exoplaneta em órbita de uma jovem estrela, que é incomumente denso para o seu tamanho e idade.

© NOIRLab/J. Pollard (ilustração do exoplaneta K2-25b)

Com 25 massas terrestres, e ligeiramente menor que Netuno, a existência deste exoplaneta desafia as previsões das principais teorias de formação planetária.

Novas observações do exoplaneta, conhecido como K2-25b, feitas com o telescópio WIYN de 0,9 metros no Observatório de Kitt Peak, um programa do NOIRLab, com o telescópio Hobby-Eberly do Observatório McDonald e com outras instalações, levantam novas questões sobre as teorias atuais de formação planetária. O exoplaneta é excepcionalmente denso para o seu tamanho e idade, levantando a questão de como consegue existir.

Ligeiramente menor que Netuno e 1,5 vezes mais massivo, K2-25b orbita uma estrela anã M, o tipo estelar mais comum na Galáxia, em 3,5 dias. O sistema planetário é membro do aglomerado de estrelas das Híades, um aglomerado próximo de estrelas jovens na direção da constelação de Touro. O sistema tem aproximadamente 600 milhões de anos e está localizado a cerca de 150 anos-luz da Terra.

Os planetas com tamanhos entre a Terra e Netuno são companheiros comuns de estrelas da Via Láctea, apesar do fato de que tais planetas não são encontrados no nosso Sistema Solar. Compreender como estes "sub-Netunos" se formam e evoluem é uma questão extremamente importante no estudo exoplanetário.

Os astrônomos preveem que os planetas gigantes se formam primeiro montando um núcleo modesto de rocha-gelo com 5 a 10 vezes a massa da Terra e, em seguida, envolvem-se num enorme invólucro gasoso com centenas de vezes a massa da Terra. O resultado é um gigante gasoso como Júpiter. O K2-25b quebra todas as regras desta imagem convencional: com uma massa equivalente a 25 Terras e modesto em tamanho, sendo quase todo constituído pelo núcleo e muito pouco invólucro gasoso. Estas propriedades estranhas representam dois quebra-cabeças para os astrônomos. Primeiro, como é que o K2-25b "montou" um núcleo tão grande, muitas vezes o limite de 5 a 10 massas terrestres previsto pela teoria? A previsão teórica diz que assim que os planetas formem um núcleo com 5 a 10 vezes a massa da Terra, começam ao invés a acretar gás: muito pouco material rochoso é acrescentado depois disso. E em segundo lugar, com a alta massa do seu núcleo, e consequente forte atração gravitacional, como é que evitou acumular um invólucro gasoso significativo?

Normalmente, estes exoplanetas apresentam baixas densidades, e alguns até têm atmosferas estendidas em evaporação. O K2-25b, com estas medições, parece ter um núcleo denso, rochoso ou rico em água, com um invólucro fino.

Para explorar a natureza e origem do K2-25b, foi determinada a sua massa e densidade. Embora o tamanho do exoplaneta tenha sido medido inicialmente com o satélite Kepler da NASA, a medição do tamanho foi refinada usando medições de alta precisão do telescópio WIYN de 0,9 metros no Observatório Kitt Peak e com o telescópio de 3,5 metros do Observatório de Apache Point. As observações feitas com estes dois telescópios aproveitaram uma técnica simples, mas eficaz. A técnica usa um componente óptico inteligente chamado "Engineered Diffuser", que pode ser facilmente comprado por aproximadamente 500 dólares. O componente espalha a luz da estrela para cobrir mais pixels na câmara, permitindo que o brilho da estrela durante o trânsito do planeta seja medido com mais precisão e resultando numa medição mais sensível do tamanho do planeta em órbita, entre outros parâmetros.

Será necessária fotometria muito precisa para explorar estrelas hospedeiras e planetas em conjunto com missões espaciais e maiores aberturas no solo, e esta é uma ilustração da função que um telescópio de tamanho modesto, 0,9 metros, pode desempenhar neste esforço.

Graças às observações com os difusores disponíveis no telescópio WIYN e no telescópio do Observatório de Apache Point, os astrônomos agora são capazes de prever com maior precisão quando K2-25b transita pela sua estrela hospedeira. Enquanto antes os trânsitos só podiam ser previstos com uma precisão de 30 a 40 minutos, agora são conhecidos com uma precisão de 20 segundos. A melhoria é crítica para o planejamento de observações de acompanhamento com instalações como o Observatório Gemini e o telescópio espacial James Webb.

Um projeto de caça exoplanetária no Observatório Kitt Peak é o espectrômetro NEID no telescópio WIYN de 3,5 metros. O NEID permite que os astrônomos meçam o movimento de estrelas próximas com extrema precisão, quase três vezes mais do que a geração anterior de instrumentos de última geração, permitindo a detecção, a determinação da massa e a caracterização de exoplanetas tão pequenos quanto a Terra.

Os detalhes serão publicados no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: McDonald Observatory

Encontrado planeta em órbita de estrela pequena e fria

Usando o Very Long Baseline Array (VLBA), astrônomos descobriram um exoplaneta do tamanho de Saturno em órbita de uma estrela pequena e fria a 35 anos-luz da Terra.

© Luiz A. C. Ramirez (ilustração do grande exoplaneta e sua estrela hospedeira)

Esta é a primeira descoberta de um exoplaneta com um radiotelescópio usando uma técnica que requer medições extremamente precisas da posição de uma estrela no céu, e apenas a segunda descoberta exoplanetária com esta técnica e para radiotelescópios.

A técnica é conhecida há muito tempo, mas tem sido difícil de usar. Envolve rastrear o movimento real da estrela pelo espaço e, em seguida, detectar uma minúscula "oscilação" nesse movimento provocada pelo efeito gravitacional do planeta. A estrela e o planeta orbitam em torno de um local que representa o centro de massa combinado de ambos. O exoplaneta é revelado indiretamente se o baricentro estiver longe o suficiente da estrela para provocar uma oscilação detectável pelo telescópio.

Espera-se que esta técnica, chamada técnica astrométrica, seja particularmente boa para detectar planetas do tipo Júpiter em órbitas distantes da estrela. Isto porque quando um planeta massivo orbita uma estrela, a oscilação produzida na estrela aumenta com uma maior separação entre o planeta e a estrela e, a uma determinada distância da estrela, quanto mais massivo o planeta, maior a oscilação produzida.

A partir de junho de 2018 e continuando por ano e meio, os astrônomos rastrearam uma estrela chamada TVLM 513–46546, uma anã fria com menos de um-décimo da massa do nosso Sol. Além disso, usaram dados de nove observações anteriores da estrela pelo VLBA entre março de 2010 e agosto de 2011.

Uma análise extensa dos dados destes períodos de tempo revelou uma oscilação no movimento da estrela, indicando a presença de um exoplaneta comparável com Saturno em termos de massa, orbitando a estrela uma vez a cada 221 dias. Este exoplaneta está mais perto da estrela do que Mercúrio do Sol.

As estrelas pequenas e frias como TVLM 513–46546 são o tipo estelar mais comum na Via Láctea, e muitas delas foram encontradas com exoplanetas pequenos, comparáveis à Terra e Marte.

"Espera-se que os planetas gigantes, como Júpiter e Saturno, sejam raros em torno de estrelas pequenas como esta, e a técnica astrométrica é mais adequada para encontrar planetas parecidos com Júpiter em órbitas largas, de modo que ficamos surpreendidos ao encontrar um planeta de massa menor, semelhante a Saturno, numa órbita relativamente compacta. Esperávamos encontrar um planeta mais massivo, parecido com Júpiter, numa órbita maior," disse Salvador Curiel, da Universidade Nacional Autônoma do México.

Foram descobertos mais de 4.200 exoplanetas em órbita de outras estrelas que não o Sol, mas o exoplaneta em torno de TVLM 513–46546 é apenas o segundo a ser descoberto usando a técnica astrométrica. Outro método muito bem-sucedido, chamado de técnica de velocidade radial, também se baseia no efeito gravitacional do planeta sobre a estrela. Esta técnica detecta a ligeira aceleração da estrela, seja na direção da Terra ou na direção oposta, provocada pelo movimento da estrela em torno do baricentro.

"O nosso método complementa o método de velocidade radial, que é mais sensível a planetas situados em órbitas próximas, enquanto o nosso é mais sensível a planetas massivos em órbitas mais distantes da estrela," disse Gisela Ortiz-Leon do Instituto Max Planck para Radioastronomia na Alemanha. "De fato, estas outras técnicas encontraram apenas alguns planetas com características como massa do planeta, tamanho orbital e massa da hospedeira estelar, semelhantes ao planeta que encontramos. Pensamos que o VLBA, e a técnica de astrometria em geral, podem revelar muitos planetas semelhantes."

Uma terceira técnica, chamada método de trânsito, também muito bem-sucedida, detecta o ligeiro escurecimento da luz estelar quando um planeta passa à sua frente, a partir da perspetiva da Terra.

O método astrométrico tem sido bem-sucedido na detecção de sistemas estelares binários próximos e foi reconhecido já no século XIX como um meio potencial de descobrir exoplanetas. Ao longo dos anos, várias destas descobertas foram anunciadas e depois não sobreviveram a uma análise mais aprofundada. A dificuldade tem estado na oscilação estelar produzida por um planeta, oscilação esta tão pequena quando vista da Terra que requer uma precisão extraordinária nas medições posicionais.

"O VLBA com antenas separadas por até 8.000 km, proporcionou-nos o grande poder de resolução e a precisão extremamente alta necessária para esta descoberta," disse Amy Mioduszewski, do National Radio Astronomy Observatory (NRAO). "Além disso, as melhorias que foram feitas na sensibilidade do VLBA deram-nos a qualidade de dados que tornou agora possível este trabalho," acrescentou.

A descoberta foi relatada no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Um buraco negro com baixa atividade

Astrônomos descobriram o que pode acontecer quando um buraco negro gigante não interfere na vida de um aglomerado de galáxias.

© Chandra/Hubble (aglomerado de galáxias com buraco negro no centro)

Usando o Observatório de raios X Chandra da NASA e outros telescópios, mostraram que o comportamento passivo do buraco negro pode explicar uma notável quantidade de formação estelar que ocorre num distante aglomerado de galáxias.

Os aglomerado de galáxias contêm centenas ou milhares de galáxias permeadas por gás quente que emite raios X e que supera a massa combinada de todas as galáxias. As ejeções de material alimentadas por um buraco negro supermassivo na galáxia central do aglomerado geralmente evitam que este gás quente arrefeça para formar um grande número de estrelas. Este aquecimento permite que os buracos negros supermassivos influenciem ou controlem a atividade e a evolução do seu aglomerado hospedeiro.

Mas o que é que acontece se este buraco negro deixar de estar ativo? O aglomerado de galáxias SpARCS104922.6+564032.5 (SpARCS1049, na forma abreviada), localizado a 9,9 bilhões de anos-luz de distância da Terra, está fornecendo uma resposta.

Com base nas observações do telescópio espacial Hubble da NASA e do telescópio espacial Spitzer, os astrônomos descobriram anteriormente que estavam se formando estrelas a um ritmo extraordinário de aproximadamente 900 novos sóis (em termos de massa) por ano no aglomerado SpARCS1049. Isto é superior a 300 vezes o ritmo a que a Via Láctea forma as suas estrelas (à taxa observada no aglomerado SpARCS1049, todas as estrelas da Via Láctea se formariam em apenas 100 milhões de anos, o que é um período de tempo curto em comparação com a idade da nossa Galáxia, que tem mais de 10 bilhões de anos).

Esta formação estelar furiosa está acontecendo a cerca de 80.000 anos-luz do centro de SpARCS1049, numa região fora de qualquer das galáxias do aglomerado. Então, o que está provocando este prodigioso ciclo de nascimento estelar?

A resposta pode vir de novos dados do Chandra que revelam o comportamento do gás quente em SpARCS1049. Na maior parte do aglomerado, a temperatura do gás é de cerca de 36 milhões de graus Celsius. No entanto, no local da formação estelar, o gás é mais denso do que a média e arrefeceu até uma temperatura de cerca de 5,5 milhões de graus Celsius. A presença deste gás mais frio sugere que outros reservatórios de gás não detectados arrefeceram a temperaturas ainda mais baixas que permitem a formação de um grande número de estrelas.

Embora existam muitos exemplos em que a energia injetada pelos buracos negros para o seu ambiente é responsável por reduzir a taxa de formação estelar por fatores de dezenas ou milhares de vezes, ou mais, estes aglomerados estão tipicamente a poucas centenas de milhões de anos-luz da Terra e são muito mais antigos do que SpARCS1049.

No caso de SpARCS1049, os astrônomos não veem nenhum sinal de que um buraco negro supermassivo na galáxia central esteja ativamente puxando matéria. Por exemplo, não há evidências de um jato de material soprando para longe do buraco negro no rádio, ou de uma fonte de raios X do meio da galáxia, indicando que a matéria foi aquecida quando caiu em direção a um buraco negro.

Porque é que o buraco negro está tão silencioso? A diferença observada na posição entre o gás mais denso e a galáxia central pode ser a causa. Isto significaria que o buraco negro supermassivo no centro desta galáxia está sedento de combustível. A perda de uma fonte de combustível do buraco negro evita surtos e permite que o gás arrefeça sem impedimentos, com o gás mais denso arrefecendo mais depressa. Uma explicação para este deslocamento é que dois aglomerados de galáxias menores colidiram em algum momento no passado para formar SpARCS1049, afastando o gás mais denso da galáxia central.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Revelado restos de antigo aglomerado globular

Uma equipe de astrônomos, incluindo Ting Li e Alexander Ji do Instituto Carnegie, descobriu uma corrente estelar composta pelos restos de um antigo aglomerado globular que foi dilacerado pela gravidade da Via Láctea, há 2 bilhões de anos, quando as formas de vida mais complexas da Terra eram os organismos unicelulares.

© G. F. Lewis/S⁵ (ilustração do fluxo estelar no aglomerado da Fênix)

Esta descoberta surpreendente conturba a sabedoria convencional de como estes objetos celestes se formam.

Imagine uma esfera composta por um milhão de estrelas ligadas pela gravidade e orbitando um núcleo galáctico. É um aglomerado globular. A Via Láctea abriga cerca de 150, que formam um halo tênue que envolve a nossa Galáxia.

Mas o aglomerado globular que gerou este fluxo estelar recém-descoberto teve um ciclo de vida muito diferente dos aglomerados globulares que vemos hoje.

Usando o AAT (Anglo-Australian Telescope), a corrente de estrelas foi revelada pela colaboração S⁵ (Southern Stellar Stream Spectroscopic Survey). Liderada por Li, a iniciativa visa mapear o movimento e a química de fluxos estelares no Hemisfério Sul.

Neste estudo, a colaboração focou-se num fluxo de estrelas na direção da constelação da Fênix.

"Os restos do aglomerado globular que compõem o fluxo na constelação da Fénix foram perturbados há muitos anos, mas felizmente mantêm a memória da sua formação durante o Universo primitivo, que podemos ler a partir da composição química das suas estrelas," disse Li.

A equipe mediu a abundância de elementos mais pesados, ou seja, a metalicidade de uma estrela.

A composição de uma estrela espelha a da nuvem galáctica de gás da qual nasceu. Quanto mais gerações anteriores de estrelas semearem este material com elementos pesados que produziram durante as suas vidas, mais enriquecidas, ou metálicas, são as estrelas. Portanto, uma estrela primitiva muito antiga não terá quase elementos pesados.

"Ficamos muito surpreendidos ao descobrir que o fluxo da Fênix é distintamente diferente de todos os outros aglomerados globulares da Via Láctea," explicou Zhen Wan da Universidade de Sydney. "Embora o aglomerado tenha sido destruído há bilhões de anos atrás, ainda podemos saber que se formou no início do Universo."

Dado que outros aglomerados globulares conhecidos são enriquecidos pela presença de elementos pesados forjados por gerações estelares anteriores, teorizou-se que havia uma abundância mínima de elementos mais pesados necessária para a formação de um aglomerado globular.

Mas o progenitor do fluxo da Fênix está bem abaixo desta metalicidade mínima prevista, colocando um problema significativo para ideias anteriores sobre como nascem os aglomerados globulares.

"Uma explicação possível é que a corrente estelar da Fênix é o último exemplo do seu gênero, o remanescente de uma população de aglomerados globulares que nasceram em ambientes radicalmente diferentes daqueles que vemos hoje," explicou Li.

Os pesquisadores propuseram que estes aglomerados globulares defuntos foram continuamente dilacerados pelas forças gravitacionais da Via Láctea. Os restos de outros aglomerados globulares antigos também podem viver como fluxos fracos que ainda podem ser descobertos antes que se dissipem com o tempo.

"Ainda há muito trabalho teórico a ser feito, e agora existem muitas questões novas para explorar sobre como as galáxias e os aglomerados globulares se formam," disse Geraint Lewis, também da Universidade de Sydney.

Esta descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Carnegie Science

Encontrado possível sinal de estrela de nêutrons na Supernova 1987A

Duas equipas de astrônomos têm um argumento convincente sobre o mistério de 33 anos que envolve a supernova SN 1987A.

© NRAO/ALMA/Hubble (estrela de nêutrons na Supernova 1987A)

Na imagem a cor vermelha mostra poeira e gás frio no centro do remanescente de supernova, obtido no rádio com o ALMA. Os tons esverdeados e azulados revelam onde a onda de choque em expansão da estrela que explodiu está colidindo com um anel de material em torno da supernova. O verde representa o brilho da luz visível, pelo telescópio espacial Hubble da NASA. A cor azul revela o gás mais quente e tem por base dados obtidos pelo observatório de raios X Chandra da NASA. O anel brilhou inicialmente devido ao flash de luz da explosão original. Ao longos dos anos, o anel de material aumentou consideravelmente de brilho à medida que a onda de choque da explosão colidia com ele.

Com base em observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e num estudo teórico de acompanhamento, os cientistas fornecem novas informações para o caso de que uma estrela de nêutrons está escondida nas profundezas do remanescente da estrela que explodiu. Esta seria a estrela de nêutrons mais jovem conhecida até à data.

Desde que os astrônomos testemunharam uma das explosões mais brilhantes de uma estrela no céu noturno, criando a supernova SN 1987A, que procuram um objeto compacto que deveria ter-se formado nos detritos da explosão.

Dado que partículas conhecidas como neutrinos foram detectadas na Terra no dia da explosão (23 de fevereiro de 1987), era esperado que uma estrela de nêutrons se formasse no centro colapsado da estrela. Mas quando os cientistas não conseguiram encontrar nenhuma evidência desta estrela, começaram a perguntar-se se posteriormente colapsou ao invés para um buraco negro. Durante décadas a comunidade científica tem aguardado ansiosamente um sinal deste objeto que se esconde por trás de uma nuvem muito espessa de poeira.

Recentemente, observações do radiotelescópio ALMA forneceram o primeiro indício da estrela de nêutrons desaparecida após a explosão. Imagens de resolução extremamente alta revelaram um "borrão" quente no núcleo empoeirado de SN 1987A, que é mais brilhante do que o ambiente e corresponde à localização suspeita da estrela de nêutrons.

Estas previsões foram a localização e a temperatura da estrela de nêutrons. De acordo com os modelos de computador da supernova, a explosão lançou a estrela de nêutrons do seu local de nascimento com uma velocidade de centenas de quilômetros por segundo. O borrão está exatamente no lugar onde os astrônomos pensam que a estrela de nêutrons estaria hoje. E a temperatura da estrela de nêutrons, prevista em cerca de 5 milhões de graus Celsius, fornece energia suficiente para explicar o brilho do borrão.

Ao contrário das expetativas comuns, a estrela de nêutrons provavelmente não é um pulsar. A potência de um pulsar depende da rapidez com que gira e da força do seu campo magnético, ambos os quais precisariam possuir valores muito ajustados para corresponder às observações, enquanto a energia térmica emitida pela superfície quente da jovem estrela de nêutrons encaixa naturalmente nos dados.

Esta estrela de nêutrons tem 25 km de diâmetro, uma bola extremamente quente de matéria ultradensa. Por ter apenas 33 anos, seria a estrela de nêutrons mais jovem já descoberta. A segunda estrela de nêutrons mais jovem que conhecemos está localizada no remanescente de supernova Cassiopeia A e tem 330 anos.

Apenas uma imagem direta da estrela de nêutrons daria provas definitivas da sua existência, mas para isso é necessário esperar mais algumas décadas até que a poeira e o gás no remanescente de supernova se tornem mais transparentes.

Embora muitos telescópios já tenham obtido imagens da SN 1987A, nenhum deles foi capaz de observar o seu núcleo com tanta precisão quando o ALMA. Observações anteriores (em 3D) com o ALMA já haviam mostrado os tipos de moléculas encontradas no remanescente de supernova e confirmado que produziu grandes quantidades de poeira.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Estrela morta emite mistura de radiação nunca antes vista

Uma colaboração global de telescópios, incluindo o observatório espacial de alta energia Integral da ESA, detectou uma mistura única de radiação saindo de uma estrela morta na nossa Galáxia, algo que nunca foi visto antes neste tipo de estrela e que pode resolver um mistério cósmico de longa data.

© ESA (ilustração de um magnetar)

A descoberta envolve dois tipos de fenômenos cósmicos interessantes: magnetares e FRBs (Fast Radio Bursts). Os magnetares são remanescentes estelares com alguns dos campos magnéticos mais intensos do Universo. Quando se tornam "ativos", podem produzir rajadas curtas de radiação altamente energética que normalmente não duram nem um segundo, mas são bilhões de vezes mais luminosas que o Sol.

As FRBs são um dos principais mistérios não resolvidos da astronomia. Descobertos pela primeira vez em 2007, estes eventos pulsam intensamente em ondas de rádio durante apenas alguns milissegundos antes de desaparecer e raramente são vistos novamente. A sua verdadeira natureza permanece desconhecida, e nunca houve tal explosão dentro da Via Láctea, com uma origem conhecida, ou a emissão de qualquer outro tipo de radiação além do domínio das ondas de rádio, até agora.

No final de abril, SGR 1935+2154, um magnetar descoberto há seis anos na constelação de Vulpecula, após uma explosão substancial de raios X, tornou-se ativo novamente. Logo depois, foi visto algo surpreendente: este magnetar não apenas irradiava os seus habituais raios X, mas também ondas de rádio.

O IBAS (INTEGRAL Burst Alert System) alertou automaticamente os observatórios de todo o mundo sobre a descoberta em apenas alguns segundos. Isto levou horas antes que quaisquer outros alertas fossem emitidos, permitindo à comunidade científica agir rapidamente e explorar esta fonte em mais detalhe.

Uma curta e extremamente brilhante explosão de ondas de rádio na direção de SGR 1935+2154 foi observada através do radiotelescópio CHIME no Canadá no mesmo dia, no mesmo período da emissão de raios X. Isto foi confirmado de forma independente algumas horas depois pelo STARE2 (Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2) nos EUA.

Esta é a primeira ligação observacional entre magnetares e FRBs. Esta ligação apoia fortemente a ideia de que as FRBs emanam dos magnetares e demonstra que as explosões destes objetos altamente magnetizados também podem ser detectadas nos comprimentos de onda de rádio. Os magnetares são cada vez mais populares entre os astrônomos, pois desempenham um papel fundamental na condução de vários eventos transitórios diferentes no Universo, desde explosões de supernovas superluminosas, até explosões distantes e energéticas de raios gama.

No momento da explosão, o magnetar estava no campo de visão de 30 por 30 graus do instrumento IBIS, levando a uma detecção automática pelo pacote de software IBAS do satélite, que é operado pelo Centro de Dados Científicos do Integral em Genebra, alertando imediatamente os observatórios em todo o mundo. Ao mesmo tempo, o SPI (Spectrometer on Integral) também detectou a explosão de raios X, juntamente com outra missão espacial, o HXMT (Hard X-ray Modulation Telescope, ou Insight) da China.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Uma borboleta espacial

Parecida a uma borboleta com a sua estrutura simétrica, belas cores e padrões intrincados, esta notável bolha de gás, conhecida por NGC 2899, parece flutuar no céu nesta nova imagem obtida com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (NGC 2899)

Este objeto nunca havia sido fotografado com detalhes tão impressionantes, sendo mesmo visíveis as bordas exteriores mais tênues da nebulosa planetária brilhando sobre as estrelas de fundo. 

As vastas faixas de gás da NGC 2899 se estendem a partir do seu centro até uma distância máxima de dois anos-luz, brilhando intensamente em frente das estrelas da Via Láctea, com o gás atingindo temperaturas superiores a 10 mil graus. Estas elevadas temperaturas se devem à enorme quantidade de radiação emitida pela estrela progenitora da nebulosa, que faz com que o gás hidrogênio na nebulosa brilhe em um halo avermelhado ao redor do gás oxigênio, em azul. 

Este objeto, localizado a uma distância da Terra entre 3.000 e 6.500 anos-luz na constelação austral da Vela, possui duas estrelas centrais, que se acredita serem a razão da aparência quase simétrica da nebulosa. Após uma das estrelas ter chegado ao fim da sua vida liberando as suas camadas exteriores, a outra estrela está agora interferindo com o fluxo de gás, dando origem à estrutura de dois lóbulos que vemos aqui. Este tipo de forma bipolar é visível em apenas cerca de 10 a 20% das nebulosas planetárias.

Os astrônomos conseguiram captar esta imagem extremamente detalhada da NGC 2899 com o auxílio do instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph) instalado no Telescópio Principal nº1 (Antu), um dos telescópios de 8,2 metros do VLT, no Chile. O FORS é um instrumento de elevada resolução e foi um dos primeiros a ser instalado no VLT, sendo o responsável por uma enorme quantidade de imagens notáveis e descobertas do ESO. O FORS contribuiu para observações da radiação emitida por uma fonte de ondas gravitacionais, pesquisou o primeiro asteroide interestelar conhecido e tem sido usado para estudar em profundidade a física por trás da formação de nebulosas planetárias complexas.

Fonte: ESO

Emissão ultravioleta pode explicar como as anãs brancas explodem

Apenas pela segunda vez, os astrofísicos avistaram uma emissão espetacular de luz ultravioleta acompanhando a explosão de uma anã branca.

© ZTF (SN2019yvq)

Composição de SN2019yvq (ponto azul perto no centro da imagem) na galáxia hospedeira NGC 4441 (galáxia amarelada no centro da imagem).

Um tipo extremamente raro de supernova, SN2019yvq, deverá fornecer informações sobre vários mistérios de longa data, incluindo o que faz as anãs brancas explodirem, como a energia escura acelera o cosmos e como o Universo produz metais pesados, como o ferro.

Usando o ZTF (Zwicky Transient Facility) localizado no Observatório Palomar, perto de San Diego, EUA, pesquisadores descobriram pela primeira vez a supernova peculiar em dezembro de 2019, apenas um dia depois de explodir. A supernova SN2019yvq, surgiu numa galáxia relativamente próxima, localizada 140 milhões de anos-luz da Terra, muito perto da cauda da constelação de Dragão.

Em poucas horas, os astrofísicos usaram o Observatório Swift [Neil Gehrels] da NASA para estudar o fenômeno em comprimentos de onda ultravioleta e raios X. Imediatamente classificaram SN2019yvq como uma supernova do tipo Ia, um evento razoavelmente frequente quando uma anã branca explode.

O primeiro caso de emissão ultravioleta, o evento iPTF14atg, foi descoberto pelo iPTF (intermediate Palomar Transient Factory), o antecessor do ZTF. SN2019yvq exibe uma velocidade muito maior do que iPTF14atg, demonstrando que este fenômeno é realmente mais comum do que se pensava originalmente.

O flash raro, que durou alguns dias, indica que algo dentro ou perto da anã branca estava incrivelmente quente. Dado que as anãs brancas se tornam cada vez mais frias à medida que envelhecem, o influxo de calor é intrigante. 

Os cenários possíveis que podem fazer com que uma anã branca gere flash UV são: 

1. Uma anã branca consome a sua estrela companheira e torna-se tão grande e instável que explode. Os materiais da anã branca e da estrela companheira colidem, provocando um flash de emissão ultravioleta; 
2. O material radioativo extremamente quente no núcleo da anã branca mistura-se com as suas camadas mais externas, fazendo com que a concha exterior atinja temperaturas mais altas do que o normal; 
3. Uma camada externa de hélio inflama carbono dentro da anã branca, desencadeando uma explosão dupla extremamente quente e um flash UV; 
4. Duas anãs brancas fundem-se, provocando uma explosão com material ejetado em colisão que emite radiação ultravioleta.

Como a maior parte do ferro no Universo é produzido por supernovas do tipo Ia, uma melhor compreensão deste fenômeno pode dizer-nos mais sobre o nosso próprio planeta. O ferro das estrelas que explodiram, por exemplo, formou o núcleo de todos os planetas rochosos, incluindo a Terra.

As anãs brancas também já desempenham um papel enorme no entendimento atual da energia escura pelos físicos. Os cientistas preveem que as anãs brancas têm todas o mesmo brilho quando explodem. De modo que as supernovas do tipo Ia são consideradas "velas padrão", permitindo o cálculo exatamente a que distância estão estas explosões da Terra. A utilização de supernovas para medir distâncias levou à descoberta da expansão acelerada do Universo e da energia escura, uma descoberta reconhecida com o Prêmio Nobel da Física em 2011.

A maioria das galáxias estão na verdade a afastar-se de nós. Se existirem explosões de supernovas do tipo Ia em galáxias muito distantes, as suas distâncias e velocidades podem ser inferidas a partir de quão brilhantes essas supernovas parecem ser, vistas a partir da Terra. Foi descoberto que o Universo está se expandindo a um ritmo cada vez mais rápido, e a explicação mais popular é que dois-terços do Universo são constituídos pela misteriosa energia escura.

Ao melhor entender as explosões das anãs brancas, será possível entender a energia escura e a rapidez com que acelera o Universo. 

Um artigo científico foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Zwicky Transient Facility

As variações químicas nos Júpiteres ultraquentes

Com temperaturas atmosféricas que variam de aproximadamente 1.650 ºC a 3.590 ºC, os Júpiteres ultraquentes são laboratórios naturais para a ciência planetária extrema.

© STScI/G. Bacon (ilustração do Júpiter ultraquente WASP-121 b)

Para quaisquer moléculas na atmosfera de um Júpiter ultraquente serão decompostas nos seus átomos e íons componentes. Então, o que é que pode ser encontrado na atmosfera do Júpiter ultraquente WASP-121 b?

Os Júpiteres ultraquentes são diferentes de qualquer planeta no nosso Sistema Solar. São enormes, mas vivem muito perto das suas estrelas hospedeiras. Esta proximidade provoca muitos fenômenos incomuns, como variações químicas entre os lados diurno e noturno do planeta. 

O calor intenso que os Júpiteres ultraquentes sofrem também leva à quebra dos seus componentes atmosféricos. Vários átomos e íons metálicos foram identificados nas atmosferas dos Júpiteres ultraquentes, incluindo sódio, ferro e magnésio neutros, e titânio e cálcio ionizados. No entanto, os metais mais neutros também podem ser detectados, especialmente nas partes inferiores das atmosferas destes planetas.

Saber que metais esperar num Júpiter ultraquente ajudaria em muito as observações e as classificações destes planetas. Para este fim, um grupo de pesquisadores liderados por Maya Ben-Yami (Universidade de Cambridge, Reino Unido) tentou prever que metais podem ser encontrados na atmosfera de WASP-121 b e, em seguida, comparou os seus resultados com as observações do planeta.

O WASP-121 b tem sido objeto de muitos estudos ao longo dos últimos anos. Completa uma órbita em torno da sua estrela a cada 1,3 dias e tem aproximadamente a massa de Júpiter. É um bom candidato à espectroscopia de transmissão, à observação da luz estelar filtrada através da atmosfera de um planeta para aprender mais sobre a composição atmosférica, já que é grande e a sua hospedeira é muito brilhante.

Os pesquisadores começaram a sua análise modelando abundâncias atômicas para WASP-121 b. Usaram então estas abundâncias para entender o quão fortemente a assinatura de um metal apareceria num espectro. Depois de contabilizar efeitos como a rotação estelar, o resultado final é um espectro de transmissão modelo para WASP-121 b.

Com um modelo espectral foi possível quantificar a probabilidade de um metal aparecer num espectro observado de WASP-121 b. Assumindo uma qualidade razoável e ruído de sinal para o espectro, descobriram que os metais neutros mais prováveis a serem observados em WASP-121 b seriam o ferro, titânio, vanádio e cromo.

A equipe usou observações obtidas pelo espectrógrafo HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) no Chile para testar as suas previsões. Com base nas suas métricas, pesquisaram os quatro metais mencionados anteriormente, juntamente com o escândio, ítrio e zircônio. Não conseguiram detectar o titânio, escândio, ítrio e zircônio neutros, mas recuperaram detecções anteriores de ferro neutro e ionizado. O mais excitante é que detectaram vanádio e cromo neutros pela primeira vez.

Estas detecções e não-detecções fornecem informações sobre a função do óxido de vanádio e do óxido de titânio nos Júpiteres ulraquentes. Pensa-se que ambas as moléculas causem desvios na relação esperada entre a altitude e a temperatura. A detecção do vanádio neutro sugere que o óxido de vanádio é quebrado enquanto a não-detecção do titânio neutro sugere que o oposto é verdadeiro para o óxido de titânio. 

Além das novas detecções de vanádio e cromo neutros, este estudo sugere que é viável analisar as atmosferas mais baixas dos Júpiteres ultraquentes usando métricas baseadas em modelos e espectros de alta qualidade. Tendo em conta que o WASP-121 b é assim para o mais frio (ou menos quente), resta uma grande variedade de Júpiteres ultraquentes para caracterizar.

Fonte: American Astronomical Society

Casos de buracos negros com identidade equivocada

Graças a um conjunto de telescópios, incluindo o observatório de raios X Chandra da NASA, os astrônomos descobriram um tipo de buraco negro supermassivo mascarado como outro.

© Hubble/Chandra/Spitzer (buracos negros numa área do céu)

A verdadeira identidade destes buracos negros ajuda a resolver um mistério de longa data na astrofísica.

Os buracos negros mal identificados são de um levantamento conhecido como CDF-S (Chandra Deep Field-South), a imagem de raios X mais profunda jamais obtida.

Os buracos negros supermassivos crescem puxando material circundante, que é aquecido e que produz radiação numa ampla gama de comprimentos de onda, incluindo raios X. Muitos astrônomos pensam que este crescimento inclui uma fase, ocorrida há bilhões de anos, em que um denso casulo de poeira e gás cobre a maioria dos buracos negros. Estes casulos de material são a fonte de combustível que permite com que o buraco negro cresça e gere radiação.

Com base no conhecimento atual, deviam existir muitos buracos negros imersos nestes casulos (referidos como buracos negros "altamente obscurecidos"). No entanto, este tipo de buraco negro em crescimento é notoriamente difícil de encontrar, e até agora o número observado ficou aquém das previsões, mesmo nas imagens mais profundas, como a do levantamento CDF-S.

O último estudo combinou mais de 80 dias de tempo de observação com o Chandra no CDF-S com grandes quantidades de dados em diferentes comprimentos de onda de outros observatórios, incluindo o telescópio espacial Hubble e o telescópio espacial Spitzer. A equipe analisou buracos negros localizados a 5 bilhões de anos-luz ou mais da Terra. A estas distâncias, os cientistas já haviam encontrado 67 buracos negros altamente obscurecidos no CDF-S com dados de raios X e no infravermelho. Neste estudo mais recente, os autores identificaram outros 28.

Estes 28 buracos negros supermassivos foram anteriormente classificados de maneira diferente, como buracos negros de crescimento lento, com casulos de baixa densidade ou inexistentes, ou como galáxias distantes.

Os astrônomos compararam os seus dados com as expectativas de um buraco negro em típico crescimento. Usando dados de todos os comprimentos de onda, exceto raios X, previram a quantidade de raios X que deviam estar detetando em cada buraco negro. Os pesquisadores descobriram um nível muito menor de raios X do que o esperado em 28 fontes, o que implica que o casulo ao seu redor é cerca de dez vezes mais denso do que os cientistas estimaram previamente para estes objetos.

Levando em consideração a densidade mais alta do casulo, a equipe mostrou que os buracos negros mal identificados estão produzindo mais raios X do que se pensava anteriormente, mas o casulo mais denso impede que a maioria destes raios X escapem e alcancem o telescópio Chandra. Isto implica que estão crescendo mais depressa.

Grupos anteriores não aplicaram a técnica de análise adotada agora, nem utilizaram todo o conjunto de dados disponíveis para o CDF-S, fornecendo-lhes poucas informações sobre a densidade dos casulos.

Estes casulos são importantes para modelos teóricos que estimam o número de buracos negros no Universo e suas taxas de crescimento, incluindo aqueles com diferentes quantidades de obscurecimento. Os cientistas projetam estes modelos para explicar um brilho uniforme de raios X pelo céu, chamado "fundo de raios X", descoberto pela primeira vez na década de 1960. Os buracos negros individuais e em crescimento, observados em imagens como a do levantamento CDF-S, são responsáveis pela maior parte do fundo de raios X.

O fundo de raios X atualmente não resolvido em fontes individuais é dominado por raios X com energias acima do limiar que o Chandra consegue detectar. Os buracos negros altamente obscurecidos são uma explicação natural para este componente não resolvido porque os raios X menos energéticos são mais absorvidos pelo casulo do que os raios X mais energéticos e, portanto, são menos detectáveis. Os buracos negros altamente obscurecidos adicionais aqui relatados ajudam a reconciliar as diferenças passadas entre os modelos teóricos e as observações.

Além de ajudar a explicar o fundo de raios X, estes resultados são importantes para compreender a evolução dos buracos negros supermassivos e das suas galáxias hospedeiras. As massas das galáxias e dos seus buracos negros supermassivos estão relacionadas, o que significa que quanto mais massiva a galáxia, mais massivo o buraco negro.

O artigo que descreve os resultados deste estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics