Novo estudo questiona sobre a evolução de galáxias espirais

Estudos anteriores sobre formação e evolução de galáxias espirais podem ter tido como base uma premissa errada, sugere pesquisadores do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço.

© ESO (NGC 4565)

A maioria das galáxias espirais é caracterizada por um disco, onde estrelas, gás e poeira se distribuem num padrão característico de braços espirais torcidos, e uma zona central brilhante, chamada bojo. Ao estudar como as galáxias se formam e evoluem, é essencial distinguir entre estes dois componentes. Isto representa um desafio científico e estudos anteriores assumiram tradicionalmente que o brilho do disco aumenta exponencialmente até ao centro galáctico.

Esta suposição comum é questionada num estudo. Utilizando uma nova técnica para separar o bojo do disco aplicada a 135 galáxias espirais do catálogo CALIFA, os pesquisadores descobriram uma menor contribuição de estrelas do disco para o brilho total do centro da galáxia. Esta descoberta tem vastas implicações para os estudos da formação e evolução de galáxias.

“Desenvolvemos uma nova técnica espectrofotométrica de decomposição bojo-disco que pela primeira vez combina síntese espectral avançada com ferramentas de fotometria de superfície, incluindo duas desenvolvidas no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA): FADO e iFIT,” diz Iris Breda, do IA e da Universidade do Porto. A técnica foi utilizada para determinar a contribuição máxima do disco dentro do raio do bojo. Foi aplicada a uma amostra representativa de galáxias espirais, revelando que em aproximadamente um terço, o disco sob o bojo não preserva o seu perfil exponencial, mostrando em vez disso um nivelamento ou mesmo uma forte diminuição.

Se confirmada, esta descoberta sugere que a contribuição relativa de estrelas do disco e do bojo para o centro da galáxia é diferente da apresentada num número substancial de estudos que assumiram um aumento exponencial até ao centro do disco. 

Estudos anteriores sobre a evolução de galáxias espirais podem conter falhas ao assumirem que a contribuição das estrelas intrínsecas ao bojo é menor do que na realidade é. Por exemplo, em galáxias espirais nas quais o disco representa 80 por cento da luminosidade da região central, a sua sobrestimação pode levar a uma classificação errônea do tipo de bojo.

Isto tem implicações adicionais para galáxias com atividade intensa nos seus núcleos associada à presença de buracos negros supermassivos, os chamados Núcleos Galácticos Ativos (AGN).

“A confirmação de um nivelamento ou mesmo diminuição da densidade da população estelar do disco dentro do raio do bojo galáctico implicará uma revisão retroativa das determinações da massa de bojos galácticos. Por sua vez, isto levará provavelmente a uma alteração na correlação entre a massa do bojo e do buraco negro supermassivo, e irá impor novos importantes limites nos modelos de formação de galáxias,” diz Polychronis Papaderos, da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa.

Um artigo foi publicado na revista científica Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Estudo sugere a existência de 600 luas em Júpiter

Novas detecções de luas candidatas sugerem que o rei dos planetas poderia ter centenas de satélites menores.

© Damian Peach (Júpiter e as luas Ganímedes e Europa)

Júpiter pode ter cerca de 600 luas medindo pelo menos 800 metros de diâmetro, de acordo com uma equipe de astrônomos canadenses. Eles apresentarão suas descobertas em 25 de setembro no Europlanet Science Congress 2020. A maioria das luas está em órbitas largas, irregulares e retrógradas. 

Nos últimos 20 anos, os astrônomos encontraram dezenas de pequenas luas jovianas graças ao avanço de grandes câmeras digitais. Em 2003, Scott Sheppard, da Carnegie Institution of Science, já estimava que o número de luas irregulares maiores que um quilômetro provavelmente seria em torno de cem. 

Agora, Edward Ashton, Matthew Beaudoin e Brett Gladman (University of British Columbia, Vancouver) detectaram cerca de quatro dúzias de novas luas jovianas possíveis que são ainda menores. Extrapolando da área do céu que eles pesquisaram (cerca de um grau quadrado), concluíram que pode haver cerca de 600 desses minúsculos objetos orbitando o planeta gigante. 

A equipe estudou 60 exposições de arquivo com 140 segundos de um campo perto de Júpiter, todas elas tiradas em um período de 3 horas em 8 de setembro de 2010, com a câmera MegaPrime de 340 megapixels no telescópio Canadá-França-Havaí em Mauna Kea. Os astrônomos combinaram digitalmente as imagens de 126 maneiras diferentes, uma para cada combinação possível de velocidade e direção na qual uma lua jupiteriana em potencial poderia se mover no céu. 

Este método revelou 52 objetos de magnitude 25,7, correspondendo a diâmetros de cerca de 800 metros. Sete das descobertas mais brilhantes revelaram ser satélites irregulares de Júpiter; as outras são quase certamente luas jovianas retrógradas, que orbitam o planeta na direção oposta à sua rotação.

Se essa pesquisa sensível de um grau quadrado já produz 45 luas anteriormente desconhecidas, os pesquisadores estimam que o número total de satélites dentro dessa faixa de tamanho deve ser em torno de 600. O número oficial atual de luas jovianas é 79. Veja: Como encontramos até agora as 79 luas de Júpiter. 

Sheppard (cuja equipe encontrou 20 novos satélites de Saturno no ano passado) não se surpreendeu com o novo resultado. “Usamos uma técnica semelhante de deslocamento e empilhamento para nossas descobertas da lua de Júpiter que foram anunciadas em 2018,” diz ele. “Em nosso artigo, também mencionamos detecções que não pudemos confirmar como luas, porque não as observamos durante os meses e anos necessários para determinar de forma confiável suas órbitas.” 

Da mesma forma, a equipe canadense ainda não pode reivindicar novas descobertas para suas 45 novas detecções, muito menos para as 600 extrapoladas. “Leva muito tempo de telescópio para obter órbitas confiáveis ​​para essas luas muito pequenas e numerosas; então é preciso decidir se isso é cientificamente valioso,” diz Sheppard. 

Atualmente não há planos para observações de acompanhamento das novas luas. No entanto, as pequenas luas certamente serão encontradas novamente por instrumentos futuros como o Observatório Vera C. Rubin.

As novas detecções levantam a questão de quão pequeno um objeto pode ser e ainda ser chamado de lua. Mas Sheppard não acredita que precisamos de “mais definição do que é uma lua”. De qualquer forma, a União Astronômica Internacional não nomeará luas planetárias menores que um quilômetro de tamanho.

Um artigo que descreve os resultados foi aceito para publicação no The Planetary Science Journal.

Fonte: Sky & Telescope

Tempestade em movimento no planeta Júpiter

Uma tempestade brilhante com uma longa esteira turbulenta desloca-se sobre Júpiter nestas imagens telescópicas nítidas do gigante gasoso governante do Sistema Solar.

© Andy Casely (Júpiter e suas tempestades)

Captada em 26, 28 de agosto e 1º de setembro (da esquerda para a direita), a tempestade aproximadamente dobra de comprimento durante esse período. Estendendo-se ao longo do jato do Cinturão Temperado Norte do planeta, ele viaja para o leste em quadros sucessivos, passando pela Grande Mancha Vermelha e pela Oval BA esbranquiçada, famosas tempestades no hemisfério sul de Júpiter. As luas galileanas Calisto e Io são captadas na imagem do meio.

Na verdade, observadores seguindo Júpiter através de telescópios terrestres relataram surtos dramáticos de tempestades com rápido movimento nas últimas semanas no Cinturão Temperado Norte de Júpiter.

Fonte: NASA

Uma grande quantidade de estrelas

Muitas estrelas coloridas estão agrupadas nesta imagem do aglomerado globular NGC 1805, obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 1805)

Este agrupamento compacto de milhares de estrelas está localizado próximo à borda da Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea. As estrelas orbitam próximas umas das outras, como um enxame de abelhas ao redor de uma colmeia. No centro denso de um desses aglomerados, as estrelas estão 100 a 1.000 vezes mais próximas do que as estrelas mais próximas do nosso Sol, tornando improváveis ​​os sistemas planetários ao seu redor. 

A diferença marcante nas cores das estrelas é ilustrada nesta imagem, que combina dois tipos diferentes de luz: estrelas azuis, que brilham mais intensamente em luz ultravioleta próximo, e estrelas vermelhas, iluminadas em vermelho e infravermelho próximo. Telescópios espaciais como o Hubble podem observar no ultravioleta porque estão posicionados acima da atmosfera da Terra, que absorve a maior parte desse comprimento de onda, tornando-o inacessível para instalações terrestres. 

Este jovem aglomerado globular pode ser visto do hemisfério sul, na constelação de Dorado. Normalmente, os aglomerados globulares contêm estrelas que nascem ao mesmo tempo; no entanto, NGC 1805 é incomum, pois parece hospedar duas populações diferentes de estrelas com idades de milhões de anos uma da outra. 

A observação de tais aglomerados de estrelas pode ajudar a entender como as estrelas evoluem e quais fatores determinam se elas terminam suas vidas como anãs brancas ou explodem como supernovas.

Fonte: NASA

Anã branca completa um giro a cada meio minuto!

O que você poderia fazer em menos de 30 segundos?

© ON/R. Cassaro (anã branca capturando matéria de sua companheira)

Uma equipe de cinco pesquisadores, sendo quatro deles de instituições brasileiras, revelou uma estrela de tamanho similar ao da Terra, de tipo anã branca, que precisa de apenas 29,6 segundos para completar um giro em torno de si. Enquanto a Terra completa o seu giro diário, essa estrela dá quase 3.000 giros e assim detém o recorde de rotação entre todas as anãs brancas conhecidas.

Anã branca é um dos possíveis estágios finais na evolução de uma estrela; é o destino da maioria das estrelas do Universo, como será o do nosso Sol. Uma anã branca tem massa similar à do Sol mas seu volume é equivalente ao da Terra. Portanto, um anã branca é extremamente densa: um volume equivalente ao de uma caixa de fósforo pequena teria aproximadamente 25 toneladas de matéria. Diferente do Sol, essa estrela tem uma companheira da qual captura parte de sua matéria e, juntas, formam um sistema binário chamado CTCV J2056-3014. Essas estrelas movem-se uma em torno da outra como o sistema Terra-Lua, e a distância entre elas, inclusive, é equivalente à distância entre a Terra e a Lua.

CTCV J2056-3014 está a uma distância de 850 anos-luz do Sol, o que é considerado pouco em escalas astronômicas. Assim, pode ser considerado um sistema na vizinhança do Sol. A esta distância nenhum telescópio atual consegue ver as duas estrelas desse sistema separadas, apenas o brilho combinado de ambas. 

O trabalho sobre CTCV J2056-3014 foi baseado em observações em raios X realizadas pelo telescópio espacial XMM-Newton da ESA, e na luz que é visível aos nossos olhos pelo telescópio Zeiss do Observatório do Pico dos Dias (OPD), no estado de Minas Gerais, gerenciado pelo Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA). 

A descoberta da equipe veio de observações que revelaram que a variação do brilho do sistema binário, tanto em raios X quanto na luz visível, se repete a cada 29,6 segundos. Tal variação está associada ao tempo de giro da anã branca. Antes desta descoberta, o período de rotação mais curto conhecido em uma anã branca era de 33 segundos. Existem poucas deste tipo conhecidas com período de rotação inferior a 100 segundos, sendo que o mais comum é a rotação durar de vários minutos a várias horas quando em sistemas binários, e alguns dias em estrelas "isoladas". 

“Investigar fenômenos astrofísicos extremos nos permite fazer avançar a Física sob condições que são difíceis ou mesmo impossíveis de serem produzidas em nossos laboratórios. O estudo de CTCV J2056-3014 tem implicações científicas importantes sobre interação entre matéria e campos magnéticos, que é de grande interesse em Física, e que nesse sistema se dá com matéria caindo sobre uma estrela magnetizada e em rotação elevada. O que foi observado em CTCV J2056-3014 abre horizontes para um melhor entendimento sobre estrutura e evolução estelar, e também sobre a origem de campos magnéticos em estrelas evoluídas,” ressalta o pesquisador Raimundo Lopes de Oliveira Filho, professor da Universidade Federal de Sergipe e do Observatório Nacional, que liderou o estudo. 

O sistema é do tipo polar intermediária, uma subclasse das variáveis cataclísmicas. O estudo mostrou também que CTCV J2056-3014 é um sistema modesto em sua emissão de luz em raios X quando comparado a sistemas de sua classe, e como tal passava sem ser percebido mesmo sendo nosso vizinho: vários desses sistemas devem estar igualmente ocultos. 

Este sistema é membro de um grupo ainda muito pequeno, exatamente por ser formado por sistemas pouco luminosos em raios X. Porém, descobertas recentes apontam que o grupo deve ser muito numeroso e estar entre os principais contribuintes de luz em raios X em nossa galáxia. “Decidimos estudar a CTCV2056 em raios X devido a indícios que obtivemos ao observá-la em luz visível em 2012. Descobrir que sua anã branca tem uma rotação tão rápida foi uma grande surpresa. Com este trabalho, temos uma estratégia para explorar o grupo ao qual pertence CTCV J2056-3014,” afirma Alexandre Soares de Oliveira, da Universidade do Vale do Paraíba, co-autor do trabalho. 

Os autores do estudo apontam uma forte evidência de que a anã branca de CTCV J2056-3014 tem um campo magnético mais fraco do que usualmente é visto em anãs brancas de sistemas do tipo polar intermediária, o que abre janelas para estudos de condições incomuns.

O campo magnético na superfície da anã branca de CTCV J2056-3014 é aproximadamente 1 milhão de vezes mais intenso que o da Terra e isso faz com que a matéria da estrela companheira que cai sobre a anã branca siga estruturas que podemos imaginar como tubos magnéticos. "A região onde essa estrutura magnética encontra a anã branca é onde ocorre a emissão que vemos em raios X e parte da que vemos na luz visível. Essa emissão varia periodicamente devido à rotação da anã branca e pode, assim, ser usada para medir o tempo de rotação," diz Claudia Vilega Rodrigues, pesquisadora do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE). A captura de matéria pela anã branca de CTCV J2056-3014 a fez girar mais e mais, até que ela atingiu uma situação de quase equilíbrio. 

“O estudo também é um belo exemplo de sinergia entre instrumentos de grande porte, como o satélite XMM-Newton, e telescópios pequenos, como o Zeiss do Observatório do Pico dos Dias, mostrando que equipamentos modestos tem o seu lugar na pesquisa mesmo na época de telescópios gigantes,” diz Albert Bruch, do Laboratório Nacional de Astrofísica.

O estudo foi publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Observatório Nacional

Mecanismo universal para a ejeção de matéria pelos buracos negros

Os buracos negros podem expulsar mil vezes mais matéria do que capturam.

© Adam Block/Judy Schmidt (NGC 4151)

O mecanismo que rege tanto a expulsão quanto a captura é o “disco de acreção”, constituído por uma grande quantidade de gás e poeira que espirala em torno do buraco negro, alcança velocidades extremamente elevadas, se aquece e emite luz e outras formas de radiação eletromagnética. Uma parte do material em movimento orbital é puxada em direção ao centro, desaparecendo atrás do chamado “horizonte de eventos”, a fronteira a partir da qual nem a matéria e nem a luz conseguem escapar. Outra parte, muito maior, é empurrada para fora e para longe pela própria pressão da radiação emitida pelo disco. 

Acredita-se que no centro de todas as galáxias existe um buraco negro supermassivo. Mas nem todas ainda têm, ou tiveram no passado, discos de acreção. As que têm são chamadas de galáxias de núcleos ativos. O modelo tradicional distingue duas fases no material acumulado na região central das galáxias de núcleos ativos: uma parte formada por gás ionizado em alta velocidade, composta pelo material ejetado pelo núcleo (outflow); e outra formada por moléculas, com velocidade menor, que pode vir a alimentar o núcleo. 

Um novo modelo, que integra as duas fases em um cenário único, foi proposto agora pelo pesquisador Daniel May, pós-doutorando do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP). “Verificamos que a fase molecular, que parece ter uma dinâmica completamente diferente da fase ionizada, também faz parte do outflow. Isso significa que há muito mais matéria sendo soprada para longe do centro. E que o núcleo ativo tem um papel muito mais importante na estruturação da galáxia como um todo,” diz May à Agência FAPESP. 

Recebeu apoio da FAPESP por meio das bolsas de doutorado e pós-doutorado concedidas ao pesquisador. João Steiner, professor titular do IAG-USP, que também assina o artigo, foi o orientador do doutoramento e é o supervisor do pós-doutoramento de May. 

O padrão foi identificado pelo pesquisador a partir do estudo de duas galáxias de núcleos ativos: a NGC 1068, investigada por ele em 2017, e a NGC 4151, investigada em 2020. A sigla NGC refere-se ao New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars (Novo Catálogo Geral de Nebulosas e Aglomerados de Estrelas), estabelecido no final do século 19. “Usando uma metodologia de tratamento de imagem muito meticulosa, identificamos o mesmo padrão em duas galáxias bastante diferentes. Hoje em dia, a maioria dos astrônomos está interessada em estudar amostras muito grandes de dados. Nosso trabalho seguiu o caminho oposto. Pesquisamos de forma quase artesanal as características individuais desses dois objetos,” relata May. 

“Nosso estudo sugere que, inicialmente, uma nuvem de gás molecular na região central da galáxia colapse e ative o seu núcleo, formando o disco de acreção. Os fótons emitidos pelo disco, que alcança um patamar de temperatura da ordem de milhão de graus, empurram a maior parte do gás para fora e para longe, enquanto uma parte menor é incorporada pelo próprio disco e, eventualmente, imerge no buraco negro. À medida que essa nuvem vai sendo soprada pelo disco, formam-se as duas fases distintas: a ionizada, devido à exposição ao disco; e a molecular, que fica à sombra da sua radiação. O que descobrimos foi que a parte molecular está totalmente vinculada à parte ionizada que compõe o outflow. Conseguimos relacionar as duas fases do gás, que antes eram concebidas como desconexas, e encaixar suas morfologias em um único cenário,” resume o pesquisador. 

O gás ionizado surge da fragmentação desse gás molecular. Enquanto se fragmenta, este vai sendo empurrado para fora, formando uma bolha quente em expansão, que atinge raios da ordem de 300 anos-luz. Para efeito de comparação, vale lembrar que esse raio é quase 70 vezes maior do que a distância da Terra a Proxima Centauri, a estrela que está mais perto do Sistema Solar. 

“Quando observamos a região central dessas duas galáxias, enxergamos essa enorme bolha de perfil, delineada por suas paredes de moléculas. Vemos essas paredes se fragmentando e o gás ionizado sendo empurrado para fora. O disco de acreção aparece como um ponto extremamente brilhante. Mas toda a informação que nos chega dele cai dentro de um pixel, de modo que não temos resolução suficiente para diferenciar suas possíveis partes. O buraco negro é conhecido apenas por meio de seus efeitos,” explica o pesquisador. 

No Universo antigo, havia muito mais gás disponível, de modo que o efeito de um processo como o descrito por ele era bem mais intenso. O que o pesquisador observou em galáxias relativamente próximas, como a NGC 1068 e a NGC 4151, é uma forma branda do que ocorreu em galáxias muito distantes, cujos núcleos ativos no passado remoto são detectados hoje na forma de quasares.

O estudo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Agência FAPESP

Ventos infravermelhos em erupção de um buraco negro de massa estelar

Pesquisadores do Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC) detectou pela primeira vez a emissão infravermelha constante de ventos produzidos durante a erupção de um buraco negro num binário de raios X.

© IAC/G. P. Díaz (erupção de um buraco negro)

Até agora, estes fluxos de material haviam sido detectados apenas em outros comprimentos de onda, como raios X ou no visível, dependendo da fase em que o buraco negro está consumindo o seu material circundante. Este estudo fornece a primeira evidência de que os ventos estão presentes ao longo da evolução do surto, independentemente da fase, e este é um passo em frente na nossa compreensão dos misteriosos processos de acreção dos buracos negros de massa estelar. 

Os binários de raios X, como o nome indica, são sistemas duplos que emitem forte radiação em raios X. São formados por um objeto compacto, normalmente um buraco negro, com uma companheira estelar. Os binários de raios X de baixa massa têm companheiras com massas iguais ou inferiores à do Sol. Nestes sistemas, os objetos orbitam tão perto um do outro que parte da massa estelar cai no poço gravitacional do buraco negro, formando um disco plano de material ao seu redor. Este processo é chamado de acreção, e o disco, de disco de acreção. 

Alguns binários de raios X, denominados transitórios ou transientes, mudam de estados quiescentes, nos quais a quantidade de massa acumulada no buraco negro é pequena e o seu brilho é muito baixo para ser detectado da Terra, para estados eruptivos nos quais o buraco negro tem um aumento no ritmo de acreção, de modo que o material no disco aquece, atingindo valores entre um e dez milhões Kelvin. Durante estas erupções, que podem durar de semanas a vários meses, o sistema emite um grande fluxo de raios X e o seu brilho aumenta várias magnitudes. 

Ainda não sabemos exatamente quais os processos físicos que ocorrem durante estes episódios de acreção. "Estes sistemas são locais onde a matéria está sujeita a campos gravitacionais que estão entre os mais fortes do Universo, de modo que os binários de raios X são laboratórios de física que a natureza nos fornece para o estudo de objetos compactos e do comportamento da matéria ao seu redor," explica Javier Sánchez Sierras, pesquisador do IAC e autor principal do artigo. 

Um dos processos físicos mais importantes que os cientistas precisam de entender é a liberação de material, ou ventos, durante os episódios de acreção.

A descoberta mostra ventos do buraco negro MAXI J1820+070 no infravermelho, durante a erupção que teve lugar durante 2018-2019. Nas últimas duas décadas, foram observados ventos em raios X durante a erupção, denominada suave, na qual a radiação emitida pelo disco de acreção é dominante, apresentando alta luminosidade. Mais recentemente, o mesmo grupo do IAC descobriu, em comprimentos de onda visíveis, ventos no estado de acreção forte, que é caracterizado pelo aparecimento de um jato, que sai essencialmente perpendicular ao disco de acreção e que emite fortemente em comprimentos de onda do rádio. 

O presente estudo mostra ventos infravermelhos que estão presentes durante os estados de acreção forte e suave, durante a evolução completa da erupção, de modo que a sua presença não depende do estado de acreção, e esta é a primeira vez que este tipo de ventos é observado. Os cientistas também conseguiram mostrar que as propriedades cinemáticas do vento são muito semelhantes às observadas em 2019 no visível, atingindo velocidades de até 1.800 km/s. 

Estes dados sugerem que o vento é o mesmo para os dois casos, mas a sua visibilidade muda o comprimento de onda durante a evolução da erupção, o que indicaria que o sistema está perdendo massa e também momento angular durante o processo de erupção. Estes resultados são muito importantes, pois acrescentam um novo elemento à imagem global dos ventos nestes sistemas e representam um passo adiante em direção ao objetivo de completar a compreensão dos processos de acreção nos buracos negros de massa estelar.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Hubble mapeia halo gigante em torno da galáxia de Andrômeda

Num estudo importante, cientistas usando o telescópio espacial Hubble mapearam o imenso invólucro de gás, chamado halo, em torno da galáxia de Andrômeda, a nossa grande vizinha galáctica mais próxima. 

© STScI/E. Wheatley (halo de Andrômeda)

Esta ilustração mostra a posição dos 43 quasares que usados para estudar o halo gasoso de Andrômeda.

Os cientistas ficaram surpresos ao descobrir que este halo tênue e quase invisível de plasma difuso se estende por 1,3 milhões de anos-luz a partir da galáxia, cerca de metade do caminho até à Via Láctea, e até 2 milhões de anos-luz em algumas direções. Isto significa que o halo de Andrômeda já está tocando no halo da nossa própria Galáxia. 

Também descobriram que o halo tem uma estrutura em camadas, com duas camadas principais de gás aninhadas e distintas. Este é o estudo mais compreensivo de um halo em torno de uma galáxia. 

Este reservatório de gás contém combustível para a futura formação estelar dentro da galáxia, bem como fluxos de eventos como supernovas. Está cheio de pistas sobre a evolução passada e futura da galáxia, e finalmente é possível estudá-lo em grande detalhe.

Um resultado provável do impacto da atividade de supernovas no disco da galáxia afetando mais diretamente o halo interno é a descoberta de uma grande quantidade de elementos pesados no halo gasoso de Andrômeda. Os elementos mais pesados são gerados nos interiores das estrelas e, em seguida, ejetados para o espaço, às vezes violentamente quando uma estrela morre. O halo é então contaminado com este material de explosões estelares. 

A galáxia de Andrômeda, também conhecida como M31, é uma espiral majestosa com talvez até 1 bilião de estrelas e comparável em tamanho à Via Láctea. A uma distância de 2,5 milhões de anos-luz, está tão perto de nós que a galáxia aparece como uma mancha de luz em forma de charuto no céu de outono. Se o seu halo gasoso pudesse ser visto a olho nu, teria cerca de três vezes a largura da Ursa Maior. 

Por meio de um programa chamado Projeto AMIGA (Absorption Map of Ionized Gas in Andromeda), o estudo examinou a luz de 43 quasares - os núcleos brilhantes e muito distantes de galáxias ativas alimentadas por buracos negros - localizados muito além de Andrômeda. Os quasares estão espalhados por trás do halo, permitindo que os cientistas investiguem várias regiões. Olhando através do halo para a luz dos quasares, foi observado como esta luz é absorvida pelo halo de M31 e como esta absorção muda em diferentes regiões. O imenso halo de Andrômeda é composto por gás ionizado e muito rarefeito que não emite radiação facilmente detectável. Portanto, rastrear a absorção de luz proveniente de uma fonte de fundo é a melhor maneira de estudar este material. 

Os pesquisadores usaram a capacidade única do COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble para estudar a luz ultravioleta dos quasares. A radiação ultravioleta é absorvida pela atmosfera da Terra, o que torna impossível a observação com telescópios terrestres. A equipe usou o COS para detectar carbono, silício e oxigênio ionizados. 

Em 2015, foi descoberto que o halo de Andrômeda é grande e massivo. Mas havia poucos indícios da sua complexidade; agora, foi mapeado em maior detalhe, levando a que o seu tamanho e massa sejam determinados com muito mais precisão. 

Como vivemos dentro da Via Láctea, não conseguimos interpretar facilmente a assinatura do halo da nossa própria Galáxia. No entanto, os halos de Andrômeda e da Via Láctea devem ser muito semelhantes. As duas galáxias estão em rota de colisão para formar uma galáxia elíptica gigante e o seu processo de fusão terá início daqui a mais ou menos 4 bilhões de anos. 

Os cientistas estudaram halos gasosos de galáxias mais distantes, mas estas galáxias são muito menores no céu, o que significa que o número de quasares de fundo brilhantes o suficiente, necessários para o estudo do halo, é geralmente apenas um por galáxia. A informação espacial é, portanto, essencialmente perdida. Graças à proximidade com a Terra, o halo gasoso de Andrômeda mostra-se gigante no céu, permitindo uma amostragem muito mais extensa. 

Andrômeda é a única galáxia no Universo para a qual esta experiência pode ser feita agora, e apenas com o Hubble. Somente com um futuro telescópio espacial ultravioleta será possível realizar rotineiramente este tipo de experiência para outras galáxias que não as aproximadamente 30 galáxias que compõem o Grupo Local. 

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A mais massiva fonte de ondas gravitacionais até agora

Uma fusão de um buraco negro binário provavelmente produziu ondas gravitacionais iguais à energia de oito sóis.

© Mark Myers/OzGrav (ilustração de dois buracos prestes a se colidirem)

Apesar de todo este vasto vazio, o Universo está repleto de atividade na forma de ondas gravitacionais. Produzidas por fenômenos astrofísicos extremos, estas reverberações ondulam e sacodem o tecido do espaço-tempo, como o toque de um sino cósmico.

Agora, os pesquisadores detectaram um sinal do que pode ser a fusão de buracos negros mais massiva já observada em ondas gravitacionais. O resultado desta fusão é a primeira detecção clara de um buraco negro de "massa intermediária", com uma massa entre 100 e 1.000 vezes a do Sol. 

O sinal, rotulado de GW190521 e ocorrido no dia 21 de maio de 2019, foi detectado com o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory), um par de interferômetros idênticos com 4 km de comprimento situados nos EUA; e com o Virgo, um detector de 3 quilômetros de comprimento na Itália. 

O sinal é extremamente breve, durando menos de um-décimo de segundo. GW190521 foi gerado por uma fonte que está a cerca de 5 gigaparsecs de distância, quando o Universo tinha cerca de metade da sua idade, tornando-o uma das fontes de ondas gravitacionais mais distantes detectadas até agora.

Quanto ao que produziu este sinal, com base num poderoso conjunto de ferramentas computacionais e de modelagem de última geração, os cientistas pensam que GW190521 foi provavelmente gerado por uma fusão entre dois buracos negros com propriedades incomuns.

Quase todos os sinais de ondas gravitacionais confirmados até agora foram provenientes de uma fusão binária, ou entre dois buracos negros ou duas estrelas de nêutrons. Esta fusão mais recente parece ser a mais massiva até agora, envolvendo dois buracos negros com massas de aproximadamente 85 e 66 vezes a massa do Sol.

A equipe do LIGO-Virgo também mediu a rotação de cada buraco negro e descobriu que, à medida que os buracos negros orbitavam cada vez mais próximos um do outro, podiam também estar girando sob os seus próprios eixos, em ângulos que estavam fora de alinhamento com o eixo da sua órbita. As rotações desalinhadas dos buracos negros provavelmente provocaram a oscilação das suas órbitas, ou "precessão", à medida que os dois objetos espiralavam um em direção ao outro.

O novo sinal provavelmente representa o instante em que os dois buracos negros se fundiram. A fusão criou um buraco negro ainda mais massivo, com cerca de 142 massas solares, e liberou uma enorme quantidade de energia, equivalente a cerca de 8 massas solares, espalhada por todo o Universo na forma de ondas gravitacionais.

As massas excepcionalmente grandes dos dois buracos negros, bem como o buraco negro final, levantam uma série de questões sobre a sua formação. 

Todos os buracos negros observados até ao momento enquadram-se numa de duas categorias: buracos negros de massa estelar, que têm desde algumas massas solares até dezenas de massas solares e pensa-se serem formados quando estrelas massivas morrem; ou buracos negros supermassivos, como aquele no centro da Via Láctea, que variam de centenas de milhares a bilhões de vezes a massa do nosso Sol.

No entanto, o buraco negro final de 142 massas solares produzido pela fusão GW190521 está dentro de uma faixa de massa intermediária entre os buracos negros de massa estelar e os supermassivos, o primeiro do seu tipo já detectado.

Os dois buracos negros progenitores que produziram o buraco negro final também parecem ser únicos no seu tamanho. São tão massivos que os cientistas suspeitam que um ou ambos podem não ter sido formados a partir do colapso de uma estrela, como acontece com a maioria dos buracos negros de massa estelar.

De acordo com a física da evolução estelar, a pressão externa dos fótons e do gás no núcleo de uma estrela suporta-o contra a força da gravidade que o empurra para dentro, de modo que a estrela é estável, como o Sol. Depois do núcleo de uma estrela massiva fundir elementos pesados como o ferro, já não consegue mais produzir pressão suficiente para sustentar as camadas externas. Quando esta pressão externa é menor do que a da gravidade, a estrela colapsa sob o seu próprio peso, numa explosão chamada supernova de colapso do núcleo, que pode deixar para trás um buraco negro.

Este processo pode explicar como estrelas com 130 vezes a massa do Sol podem produzir buracos negros com até 65 massas solares. Mas para estrelas mais massivas, pensa-se que tenha início um fenômeno conhecido como "instabilidade de par". 

Quando os fótons do núcleo se tornam extremamente energéticos, podem transformar-se em pares de elétrons e antielétrons. Estes pares geram menos pressão do que os fótons, fazendo com que a estrela se torne instável contra o colapso gravitacional, e a explosão resultante é forte o suficiente para não deixar nada para trás. Estrelas ainda mais massivas, acima das 200 massas solares, acabariam por colapsar diretamente num buraco negro com pelo menos 120 massas solares. Uma estrela em colapso, portanto, não deve ser capaz de produzir um buraco negro entre 65 e 120 massas solares, uma faixa que é conhecida como "intervalo de massa de instabilidade de par." 

Mas agora, o mais pesado dos dois buracos negros que produziu o sinal GW190521, com 85 vezes a massa do Sol, é o primeiro até agora detectado dentro do intervalo de massa de instabilidade de par. 

Uma possibilidade, que os pesquisadores consideram no seu segundo artigo, é a de uma fusão hierárquica, em que os próprios dois buracos negros progenitores podem ter-se formado a partir da fusão de dois buracos negros menores, antes de migrarem juntos e eventualmente se fundirem. 

Permanecem muitas perguntas no que toca a GW190521. 

Ao mesmo tempo que os detectores LIGO e Virgo escutam as ondas gravitacionais passando pela Terra, buscas automatizadas vasculham os novos dados à procura de sinais interessantes. Estas pesquisas podem usar dois métodos diferentes: algoritmos que identificam padrões de onda específicos nos dados que podem ter sido produzidos por sistemas binários compactos; e pesquisas de "surtos" mais gerais, que procuram essencialmente algo fora do comum.

No caso de GW190521, foi uma pesquisa em rajada que captou o sinal um pouco mais claramente, abrindo a chance muito pequena de que as ondas gravitacionais surgissem de algo que não uma fusão binária. 

Mas e se algo inteiramente novo tivesse produzido estas ondas gravitacionais? 

É uma perspetiva tentadora, e no seu artigo os cientistas consideram brevemente outras fontes no Universo que podem ter produzido o sinal que detectaram. Por exemplo, talvez as ondas gravitacionais tenham sido emitidas por uma estrela em colapso na nossa Galáxia. O sinal também pode ser de uma cadeia cósmica produzida logo após o Universo "inchar" nos primeiros momentos, embora nenhuma destas possibilidades exóticas corresponda aos dados tão bem quanto uma fusão binária. 

O fenômeno foi relatado em dois artigos publicados esta semana. Um, publicado na revista Physical Review Letters, detalha a descoberta, e o outro, na The Astrophysical Journal Letters, discute as propriedades físicas do sinal e as implicações astrofísicas.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Disco de formação planetária dilacerado por suas três estrelas centrais

Uma equipe de astrônomos encontrou a primeira evidência direta de que grupos de estrelas podem desfazer os seus discos de formação planetária, deixando-os distorcidos e com anéis inclinados.

© ALMA/SPHERE (GW Orionis)

A imagem ALMA (à esquerda) mostra a estrutura anelar do disco, com o anel mais interno separado do resto do disco. As observações SPHERE (à direita) permitiram observar pela primeira vez a sombra que este anel lança sobre o resto do disco, o que tornou possível reconstruir a sua forma distorcida.

Esta nova pesquisa sugere que planetas exóticos podem se formar em anéis inclinados em discos distorcidos ao redor de estrelas múltiplas. Estes resultados foram obtidos graças às observações com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). 

O nosso Sistema Solar é notavelmente plano, com os planetas orbitando todos no mesmo plano. No entanto, este não é sempre o caso, especialmente em discos de formação planetária situados em torno de estrelas múltiplas, tal como acontece com o objeto deste novo estudo: GW Orionis. Este sistema, localizado a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra na constelação de Órion, tem três estrelas e um disco deformado e quebrado ao seu redor. O anel desalinhado situa-se na parte interna do disco, próximo às três estrelas. 

Esta pesquisa revela também que o anel interno contém 30 massas terrestres de poeira, o que pode ser suficiente para formar planetas. 

"Qualquer planeta que se forme dentro do anel desalinhado irá orbitar as estrelas em órbitas muito oblíquas. Prevemos descobrir muitos planetas em órbitas oblíquas bastante separadas em futuras campanhas de obtenção de imagens de planetas, por exemplo com o ELT," diz Alexander Kreplin, membro da equipe da Universidade de Exeter, referindo-se ao Extremely Large Telescope do ESO, previsto para começar a trabalhar em meados desta década. O fato de mais de metade das estrelas no céu nascer com uma ou mais companheiras, gera expectativas interessantes: a possível existência de uma população desconhecida de exoplanetas que orbitam as suas estrelas em órbitas muito inclinadas e distantes.

Para chegar a estas conclusões, a equipe observou GW Orionis durante 11 anos. A campanha começou em 2008 com o instrumento AMBER e posteriormente o GRAVITY, ambos montados no Interferômetro do VLT do ESO, o qual combina a radiação coletada por diferentes telescópios do VLT. Estes instrumentos foram utilizados para estudar a dança gravitacional das três estrelas do sistema e mapear as suas órbitas. “Descobrimos que as três estrelas não orbitam no mesmo plano, mas têm as suas órbitas desalinhadas relativamente umas às outras e relativamente ao disco,” explica Alison Young, também membro da equipe das Universidades de Exeter e Leicester. 

Os cientistas observaram também este sistema com o instrumento SPHERE, montado no VLT, e com o ALMA, do qual o ESO é um parceiro, tendo conseguido obter imagens do anel interno, o que confirmou o seu desalinhamento. O SPHERE do ESO também lhes permitiu ver pela primeira vez a sombra que este anel lança no resto do disco, o que ajudou a determinar a forma tridimensional do anel e do disco em geral. 

A equipe internacional, que inclui pesquisadores do Reino Unido, Bélgica, Chile, França e Estados Unidos, combinou suas observações exaustivas com simulações computacionais para compreender o que tinha acontecido ao sistema. Pela primeira vez, eles foram capazes de vincular claramente os desalinhamentos observados ao teórico “efeito de ruptura do disco”, o que sugere que a atração gravitacional conflituosa das estrelas nos diferentes planos pode efetivamente deformar e quebrar seus discos. 

As simulações mostraram que o desalinhamento das órbitas das três estrelas pode fazer com que o disco que as rodeia se parta em anéis distintos, o que é exatamente o que vemos nestas observações. A forma observada do anel interior corresponde também às previsões de simulações numéricas de como o disco se parte nestas condições. 

Curiosamente, outra equipe, que estudou o mesmo sistema com o auxílio do ALMA, pensa que é necessário outro ingrediente para explicar este sistema. ”Pensamos que é necessária a presença de um planeta entre estes anéis para explicar porque é que o disco se partiu,” diz Jiaqing Bi da Universidade Victoria no Canadá, que liderou um estudo sobre GW Orionis publicado em maio deste ano na revista The Astrophysical Journal. Esta equipe identificou três anéis de poeira nas observações ALMA, sendo o anel mais externo o maior já observado em discos de formação planetária. 

Observações futuras com o ELT do ESO e outros telescópios poderão ajudar os astrônomos a desvendar completamente a natureza de GW Orionis e a revelar planetas jovens em formação em torno das suas três estrelas. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo “A triple star system with a misaligned and warped circumstellar disk shaped by disk tearing”, que será publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Uma bela galáxia inclinada

As estrelas azuis e laranjas da tênue galáxia NGC 2188 brilham nesta imagem captada com o telescópio espacial Hubble.

© Hubble (NGC 2188)

Embora a NGC 2188 pareça à primeira vista consistir apenas em uma estreita faixa de estrelas, ela é classificada como uma galáxia espiral barrada. Parece assim, do nosso ponto de vista na Terra, quando o centro e os braços espirais da galáxia estão afastados de nós, com apenas a borda externa muito estreita do disco da galáxia visível para nós. 

Essa ocorrência pode ser comparada ao girar um prato em suas mãos, onde você olha apenas sua borda externa. A verdadeira forma da galáxia foi identificada estudando a distribuição das estrelas na protuberância central interna e no disco externo, observando as cores das estrelas. 

Estima-se que a NGC 2188 tenha apenas metade do tamanho da Via Láctea, com 50.000 anos-luz de diâmetro, e está situada na constelação de Columba (A pomba) do hemisfério norte. Nomeada no final dos anos 1500 após a pomba de Noé nas histórias bíblicas, a pequena constelação consiste em muitas estrelas esmaecidas, mas são belos astros astronômicos.

Fonte: ESA

Plano para atenuar os efeitos das constelações de satélites na astronomia

Acaba de ser apresentado, por uma equipe internacional de especialistas, incluindo pesquisadores do ESO, um novo relatório que explora medidas práticas para combater o impacto das grandes constelações de satélites na astronomia.

© ESO/B. Tafreshi (Via Láctea vista do deserto do Atacama)

O relatório conclui que as grandes constelações de satélites brilhantes colocadas em órbitas terrestres baixas irão alterar de forma fundamental a astronomia óptica e infravermelha realizada a partir do solo, podendo igualmente ter um impacto importante na aparência do céu noturno para os observadores de todo mundo. Este relatório fornece também um plano de ação a ser trabalhado em conjunto entre observatórios e operadores de satélites de forma a atenuar estes impactos.

O relatório apresenta dois resultados principais. Primeiro, os satélites em órbitas terrestres baixas afetam de forma desproporcional os programas científicos que dependem de observações feitas durante o crepúspulo, tais como a procura de asteroides que possam ameaçar a Terra ou de contrapartes visíveis transitórias de fontes de ondas gravitacionais. Os satélites que orbitam abaixo dos 600 km de altitude interferem de forma limitada nas observações astronômicas executadas durante as horas mais escuras da noite. No entanto, os satélites colocados a altitudes mais altas, tais como a constelação planejada pela OneWeb para 1.200 km de altitude, podem estar iluminados toda a noite durante o verão e grande parte da noite nas outras estações. Estas constelações poderão ter sérias consequências negativas em muitos programas de pesquisa nos principais observatórios ópticos do mundo. Dependendo da sua altitude e brilho, as constelações de satélites poderão ainda afetar a visão do céu estrelado dos astrofotógrafos, astrônomos amadores e outros entusiastas da natureza.

Segundo, o relatório oferece várias maneiras de mitigar os danos causados à astronomia por grandes constelações de satélites: os operadores poderiam lançar menos satélites, colocá-los a altitudes abaixo dos 600 km, escurecer as sondas espaciais, ou usar guarda-sóis que façam sombra nas superfícies refletoras, e controlar a altitude de cada satélite para que este reflita menos luz solar para a Terra. A comunidade astronômica, por outro lado, poderia contribuir para estes esforços de mitigação ajudando os operadores a identificar limites mais baixos para o brilho dos satélites e calculando quão efetivos poderão ser os diferentes modos de diminuir o brilho destes objetos. O relatório recomenda ainda que os observatórios apoiem o desenvolvimento de ferramentas que removam ou mascarem os rastros dos satélites e os seus efeitos nas imagens astronômicas e que calculem as trajetórias dos satélites, evitando-se assim os seus rastros. O ESO, juntamente com outros observatórios, está avaliando os custos desses esforços de mitigação.

O relatório é o resultado do workshop virtual SATCON1, organizado pelo NOIRLab, um centro de astronomia da Fundação Nacional de Ciência dos Estados Unidos da América e da Sociedade Astronômica Americana. De 29 de junho a 2 de julho, o workshop reuniu mais de 250 cientistas, engenheiros e operadores de satélites, que debateram os impactos das mega-constelações e exploraram várias maneiras de os mitigar. Os especialistas do ESO Olivier Hainaut, Andrew Williams e Angel Otarola estavam entre os participantes do workshop e são os autores do novo relatório.

No início deste ano, e após as preocupações levantadas pela comunidade astronômica de como é que as constelações de satélites iriam afetar a pesquisa científica, o ESO divulgou um estudo, de Hainaut e Williams, sobre este impacto, concentrando-se principalmente em observações com telescópios do ESO no visível e infravermelho. Foram consideradas um total de 18 constelações de satélites representativas, em desenvolvimento pela SpaceX, Amazon e OneWeb, entre outros, e chegou-se à conclusão que os grandes telescópios, tais como o Very Large Telescope (VLT) do ESO e o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO seriam "moderadamente afetados" por estas constelações. O estudo, que também explorou os impactos em instalações não pertencentes ao ESO, descobriu que o maior impacto poderia ser em levantamentos de campo amplo, em particular aqueles feitos com grandes telescópios, como o Observatório Vera C. Rubin do NOIRLab.

O telescópio VISTA do ESO foi utilizado para observar os satélites Starlink, ajudando assim às simulações. Dispor de simulações detalhadas de constelações de satélites é importante pois permite, no futuro, efetuar rapidamente cálculos de impacto, ajudando a criar ferramentas para que os operadores de telescópio possam marcar as observações de modo a evitar os rastros dos satélites. O reagendamento de observações para além de não evitar todos os impactos, apoia-se em informações precisas dadas pelas companhias de satélites, no entanto poderá minimizar os efeitos.

O ESO continuará trabalhando ativamente com a comunidade astronômica internacional no sentido de compreender melhor os impactos das grandes constelações de satélites e desenvolver soluções em parceria com a indústria e as agências governamentais. O SATCON2, que abordará as questões significativas de política e regulamentação, está provisoriamente planejado para o início de meados de 2021.

Fonte: ESO

Buraco negro devorando estrela revela rápida formação de disco

Quando uma estrela passa demasiado perto de um buraco negro supermassivo, as forças de maré destroem-na, produzindo um surto de radiação à medida que o material da estrela cai no buraco negro.

© J. Law-Smith e E. Ramirez-Ruiz (simulação de um disco de acreção)

Os astrônomos estudam a luz destes eventos de perturbação de marés em busca de pistas sobre o comportamento dos buracos negros supermassivos que espreitam nos centros das galáxias. 

Novas observações de eventos de perturbação de marés, lideradas por astrônomos da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, fornecem agora evidências claras de que os detritos da estrela formam um disco giratório, o disco de acreção, em torno do buraco negro. Os teóricos têm debatido se um disco de acreção se pode formar com eficiência durante um evento de perturbação de marés, e a descoberta deve ajudar a resolver esta questão.

"Na teoria clássica, o surto de evento de perturbação de marés é alimentado por um disco de acreção, produzindo raios X da região interna onde o gás quente espirala para o buraco negro. Mas para a maioria dos eventos de perturbação de marés, não vemos os raios X, brilham principalmente nos comprimentos de onda ultravioleta e óptico, de modo que foi sugerido que, em vez de um disco, estamos vendo as emissões da colisão de fluxos de detritos estelares," disse Tiara Hung, da Universidade da Califórnia.

Os pesquisadores Enrico Ramirez-Ruiz, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, e Jane Dai da Universidade de Hong Kong, desenvolveram um modelo teórico, publicado em 2018, que pode explicar porque os raios X geralmente não são observados em eventos de perturbação de marés, apesar da formação de um disco de acreção. As novas observações fornecem forte suporte para este modelo.

"Esta é a primeira confirmação sólida de que os discos de acreção se formam nestes eventos, mesmo quando não vemos raios X," disse Ramirez-Ruiz. "A região perto do buraco negro é obscurecida por um vento opticamente espesso, de modo que não vemos as emissões de raios X, mas vemos a luz óptica de um disco elíptico estendido." 

As evidências reveladoras de um disco de acreção vêm de observações espectroscópicas. O pesquisador Ryan Foley, professor assistente de astronomia e astrofísica da mesma universidade norte-americana, e a sua equipe começaram a monitorar o evento de perturbação de marés (chamado AT 2018hyz) depois de ter sido detectado pela primeira vez em novembro de 2018 pelo levantamento ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae). Foley notou um espectro incomum ao observar o evento de perturbação de marés com o telescópio Shane de 3 metros do Observatório Lick da Universidade da Califórnia na noite de 1 janeiro de 2019.

Foi observado uma linha do hidrogênio que tinha um perfil de pico duplo que era diferente de qualquer outro evento de perturbação de marés que já tinha sido visto.

O pico duplo no espectro resulta do efeito Doppler, que muda a frequência da luz emitida por um objeto em movimento. Num disco de acreção que espirala em torno de um buraco negro e visto num ângulo, parte do material se moverá em direção ao observador, de modo que a luz que emite será desviada para uma frequência mais alta e parte do material se moverá para longe do observador, a luz emitida desviada para uma frequência mais baixa. 

É o mesmo efeito que faz com que o som de um carro numa pista de corrida mude de um tom alto conforme o carro vem na nossa direção para um tom mais baixo quando passa por nós e começa a afastar-se. Num disco de acreção, o gás move-se em torno do buraco negro de forma semelhante, e é isso que dá os dois picos no espectro. 

A equipe continuou recolhendo dados nos meses seguintes, observando o evento de perturbação de marés com vários telescópios conforme evoluía ao longo do tempo. Hung liderou uma análise detalhada dos dados, o que indica que a formação do disco ocorreu de forma relativamente rápida, em questão de semanas após a fragmentação da estrela. Os achados sugerem que a formação do disco pode ser comum entre os eventos de perturbação de marés detectados opticamente, apesar da raridade da emissão de pico duplo, que depende de fatores como a inclinação do disco em relação aos observadores. 

Notou-se que a análise das observações de acompanhamento em vários comprimentos de onda, incluindo dados fotométricos e espectroscópicos, fornece informações sem precedentes sobre estes eventos incomuns.

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

Fonte: University of California