Estudo de sistema estelar próximo pelo Cheops

Ao explorar dois exoplanetas num brilhante sistema estelar próximo, o satélite caçador de exoplanetas Cheops avistou inesperadamente o terceiro planeta conhecido do sistema cruzando a face da estrela.

© ESA (ilustração do sistema planetário Nu² Lupi)

Este trânsito revela detalhes empolgantes sobre um planeta raro "sem equivalente conhecido". A descoberta é um dos primeiros resultados do Cheops (CHaracterising ExOPlanet Satellite) da ESA, e a primeira vez que um exoplaneta com um período de mais de 100 dias foi avistado transitando por uma estrela que é brilhante o suficiente para ser visível a olho nu. Denominado Nu² Lupi, esta estrela brilhante semelhante ao Sol está localizada a pouco menos de 50 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação de Lobo. 

Em 2019, o HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) situado no telescópio de 3,6 metros do ESO, no Chile, descobriu três exoplanetas (denominados "b", "c" e "d", com a estrela considerada o objeto "A") no sistema, com massas entre as da Terra e Netuno e com órbitas que duram 11,6, 27,6 e 107,6 dias. Os dois mais internos destes planetas - b e c - foram subsequentemente encontrados transitando Nu² Lupi pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, tornando-a uma de apenas três estrelas visíveis a olho nu que se conhecem hospedar vários planetas em trânsito.

Os trânsitos planetários criam uma oportunidade valiosa para estudar a atmosfera, a órbita, o tamanho e o interior de um planeta. Um planeta em trânsito bloqueia uma proporção minúscula, mas detectável, da luz da sua estrela à medida que cruza em frente, e foi esta diminuição de luz que levou à descoberta. Dado que exoplanetas de longo período orbitam tão longe das suas estrelas, as chances de ver um durante um trânsito são incrivelmente baixas, tornando a descoberta do Cheops uma verdadeira surpresa.

Usando os recursos altamente precisos do Cheops, descobriu-se que o planeta d tinha cerca de 2,5 vezes o raio da Terra, confirmando-se que leva mais de 107 dias para completar uma órbita em torno da sua estrela e, usando observações de arquivo de telescópios terrestres, descobriu-se que tem uma massa de 8,8 vezes a da Terra.

A quantidade de radiação estelar que atinge o planeta d também é leve em comparação com muitos outros exoplanetas descoberto. No nosso Sistema Solar, Nu² Lupi d orbitaria entre Mercúrio e Vênus. A maioria dos exoplanetas de longo período que transitam a sua estrela hospedeira foram, até agora, encontrados em torno de estrelas que são demasiado fracas para observações de acompanhamento, o que significa que pouco se sabe sobre as propriedades dos seus planetas. No entanto, Nu² Lupi é brilhante o suficiente para ser um alvo atraente para outros telescópios espaciais poderosos, como o telescópio espacial Hubble ou o futuro telescópio espacial James Webb, ou grandes observatórios terrestres.

Ao combinar novos dados do Cheops com dados de arquivo de outros observatórios, os pesquisadores foram capazes de determinar com precisão as densidades médias de todos os planetas conhecidos de Nu² Lupi, e colocar fortes restrições nas suas possíveis composições. Eles descobriram que o planeta b é principalmente rochoso, enquanto os planetas c e d parecem conter grandes quantidades de água envolta em invólucros de hidrogênio e hélio. Os planetas c e d contêm muito mais água do que a Terra; um-quarto da massa de cada planeta é água, em comparação com os menos de 0,1% da massa da Terra. Entretanto, esta água não é líquida, assumindo ao invés a forma de gelo ou vapor de água a alta temperatura. 

Existe também o potencial de procurar anéis ou luas no sistema Nu² Lupi, já que a precisão e estabilidade requintadas do Cheops podem permitir a detecção de corpos com até aproximadamente o tamanho de Marte. 

O Cheops está projetado para recolher dados de altíssima precisão de estrelas individuais conhecidas por abrigar planetas, ao invés de descobrir de forma mais geral possíveis exoplanetas em torno de muitas estrelas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESA

Fusões esquivas de buracos negros com estrelas de nêutrons

Pela primeira vez, os pesquisadores confirmaram a detecção de uma colisão entre um buraco negro e uma estrela de nêutrons.

© OzGrav/Carl Knox (ilustração da fusão de buraco negro com estrela de nêutrons)

Na verdade, os cientistas detectaram não um, mas dois eventos deste tipo que ocorreram com apenas 10 dias de intervalo em janeiro de 2020. Os eventos extremos provocaram "salpicos" no espaço e emitiram ondas gravitacionais que viajaram pelo menos 900 milhões de anos-luz até chegarem à Terra. Em cada caso, a estrela de nêutrons foi provavelmente engolida inteira pelo seu buraco negro parceiro. 

As ondas gravitacionais são perturbações na curvatura do espaço-tempo criadas por objetos massivos em movimento. Durante os cinco anos desde que as ondas foram medidas pela primeira vez, uma descoberta que levou ao Prêmio Nobel da Física em 2017, foram identificados mais de 50 sinais de ondas gravitacionais da fusão de pares de buracos negros e pares de estrelas de nêutrons. Tanto os buracos negros quanto as estrelas de nêutrons são cadáveres de estrelas massivas, sendo os buracos negros ainda mais massivos do que as estrelas de nêutrons. 

Agora, num novo estudo, os cientistas anunciaram a detecção de ondas gravitacionais de dois eventos raros, cada um envolvendo a colisão entre um buraco negro e uma estrela de nêutrons. As ondas gravitacionais foram detectadas pelo LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) nos EUA e pelo detector Virgo na Itália. O detector KAGRA, no Japão, juntou-se à rede LIGO-Virgo em 2020, mas não estava online durante estas detecções. 

A primeira fusão, detectada no dia 5 de janeiro de 2020, envolveu um buraco negro com cerca de 9 vezes a massa do nosso Sol, e uma estrela de nêutrons com 1,9 massas solares. A segunda fusão foi detectada no dia 15 de janeiro e envolveu um buraco negro com 6 massas solares e uma estrela de nêutrons com 1,5 vezes a massa do Sol.

Os astrônomos passaram décadas à procura de estrelas de nêutrons em órbita de buracos negros na Via Láctea, mas até ao momento sem sucesso. O primeiro dos dois eventos, GW200105, foi observado pelo LIGO em Livingston e pelo detetor Virgo. Produziu um sinal forte no detector LIGO, mas um pequeno sinal de ruído no detector Virgo. O outro detector LIGO, localizado em Hanford, no estado norte-americano de Washington, estava temporariamente offline.

Dada a natureza das ondas gravitacionais, a equipe inferiu que o sinal foi provocado por um buraco negro que colidiu com um objeto compacto com 1,9 massas solares, mais tarde identificado como uma estrela de nêutrons. Esta fusão ocorreu a 900 milhões de anos-luz. Dado que o sinal foi forte em apenas um detector, a localização da fusão no céu permanece incerta, estando em algum lugar numa área com 34.000 vezes o tamanho de uma Lua Cheia.

O segundo evento, GW200115, foi detectado pelos dois detectores LIGO e pelo detector Virgo. O GW 200115 vem da fusão de um buraco negro com uma estrela de nêutrons com 1,5 massas solares a cerca de um bilhão de anos-luz da Terra. Usando informações de todos os três instrumentos, os cientistas foram capazes de restringir mais eficazmente a parte do céu onde este evento teve lugar. No entanto, a área localizada é quase 3.000 vezes o tamanho de uma Lua Cheia. 

Os astrônomos foram alertados sobre ambos os eventos logo após estes terem sido detectados em ondas gravitacionais e, posteriormente, procuraram nos céus por flashes associados de luz. Nenhum foi encontrado. Isto não é surpreendente devido à enorme distância das fusões, o que significa que qualquer luz delas proveniente, não importa o comprimento de onda, seria demasiado fraca e difícil de detectar até mesmo com os telescópios mais poderosos. Além disso, as fusões provavelmente não produziram um espetáculo de luz porque os seus buracos negros eram grandes o suficiente para engolir as estrelas de nêutrons por inteiro.

Anteriormente, a rede LIGO-Virgo encontrou duas outras fusões candidatas entre um buraco negro e uma estrela de nêutrons. Um evento chamado GW190814, detectado no dia 14 de agosto de 2019, envolveu uma colisão de um buraco negro com 23 massas solares e um objeto com cerca de 2,6 massas solares, que poderia ser ou a estrela de nêutrons mais massiva conhecida ou o buraco negro menos massivo conhecido. 

Outro evento candidato, de nome GW190426, e detectado no dia 26 de abril de 2019, foi possivelmente considerado uma fusão entre uma estrela de nêutrons e um buraco negro, mas também podia ser simplesmente o resultado de ruído no detector. 

Tendo observado com confiança dois exemplos de ondas gravitacionais provenientes da fusão de buracos negros com estrelas de nêutrons, os pesquisadores estimam agora que, até um bilhão de anos-luz da Terra, ocorra aproximadamente uma destas fusões por mês.

Os grupos do LIGO, do Virgo e do KAGRA estão melhorando os seus detectores em preparação da próxima campanha de observação, programada para o verão de 2022. Com uma mais alta sensibilidade, espera-se detectar ondas de fusões até uma vez por dia e melhor medir as propriedades dos buracos negros e da matéria superdensa que constitui as estrelas de nêutrons.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Uma anã branca vivendo no limite

Os astrônomos descobriram a menor e mais massiva anã branca alguma vez vista. A cinza fumegante, que se formou quando duas anãs brancas menos massivas se fundiram, acumulou uma massa maior do que a do nosso Sol num corpo com aproximadamente o tamanho da nossa Lua.

© Giuseppe Parisi (ilustração de anã branca comparada com a Lua)

A anã branca está ilustrada acima da Lua, e tem aproximadamente 4.300 km de diâmetro, enquanto nossa Lua tem 3.475 km de diâmetro.

As anãs brancas menores são mais massivas. Isto deve-se ao fato de as anãs brancas não possuírem a queima nuclear que contraria a própria gravidade das estrelas normais, e o seu tamanho é regulado pela mecânica quântica.

A descoberta foi feita pelo ZTF (Zwicky Transient Facility), que opera no Observatório Palomar do Caltech; outros dois telescópios no Havaí, o Observatório W. M. Keck em Maunakea e o Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí, ajudaram a caracterizar a estrela moribunda, juntamente com o Telescópio Hale de 200 polegadas em Palomar, o observatório espacial Gaia da ESA e o Observatório Neil Gehrels Swift da NASA.

As anãs brancas são os remanescentes colapsados de estrelas que já tiveram cerca de oito vezes a massa do Sol ou menos. O nosso Sol, por exemplo, depois de inchar pela primeira vez numa gigante vermelha daqui a cerca de 5 bilhões de anos, acabará por desprender as suas camadas externas e encolherá até uma anã branca compacta. Cerca de 97% de todas as estrelas tornam-se anãs brancas. 

Apesar do nosso Sol estar sozinho no espaço sem uma parceira estelar, muitas estrelas orbitam em pares. As estrelas envelhecem juntas, e se ambas tiverem menos de oito massas solares, ambas irão evoluir para anãs brancas. 

A nova descoberta fornece um exemplo do que pode acontecer após esta fase. O par de anãs brancas, que espiralam uma em direção à outra, perde energia na forma de ondas gravitacionais e, por fim, fundem-se. Se as estrelas moribundas tiverem massa suficiente, explodem no que é chamado de supernova do Tipo Ia. Mas se estiverem abaixo de um determinado limite de massa, combinam-se numa nova anã branca que é mais pesada do que qualquer uma das progenitoras. Este processo de fusão aumenta o campo magnético daquela estrela e acelera a sua rotação em comparação com a das progenitoras.

A anã branca minúscula recém-descoberta, denominada ZTF J1901+1458, tomou o segundo percurso de evolução; as suas progenitoras fundiram-se e produziram uma anã branca com 1,35 vezes a massa do nosso Sol. A anã branca tem um campo magnético extremo quase um bilhão de vezes mais forte do que o do nosso Sol e gira em torno de si própria uma vez a cada sete minutos (a anã branca mais rápida conhecida, chamada EPIC 228939929, completa uma rotação a cada 5,3 minutos).

É possível que a anã branca fundida pode ser massiva o suficiente para evoluir para uma estrela moribunda rica em nêutrons, ou estrela de nêutrons, que normalmente se forma quando uma estrela muito mais massiva do que o nosso Sol explode como supernova. Isto é altamente especulativo, mas é possível que a anã branca seja massiva o suficiente para se transformar numa estrela de nêutrons. É tão massiva e densa que, no seu núcleo, os elétrons estão sendo capturados pelos prótons nos núcleos para formar nêutrons. Dado que a pressão dos elétrons empurra contra a força da gravidade, mantendo a estrela intacta, o núcleo entra em colapso quando um número grande o suficiente de elétrons é removido. Se esta hipótese de formação de estrela de nêutrons estiver correta, pode significar que uma porção significativa de outras estrelas de neutrões é formada desta maneira. 

A proximidade do objeto recém-descoberto (cerca de 130 anos-luz de distância) e a sua tenra idade (100 milhões de anos ou menos) indicam que objetos semelhantes podem ocorrer mais frequentemente na nossa Galáxia.

Dados do Swift, que observa no ultravioleta, ajudaram a definir o tamanho e a massa da anã branca. Com um diâmetro de mais ou menos 4.300 km, ZTF J1901+1458 garante o título de a menor anã branca conhecida, retirando o título às recordistas anteriores, RE J0317-853 e WD 1832+089, cada uma com diâmetros de aproximadamente 5.000 km. 

Há tantas questões a serem respondidas ainda, como por exemplo a taxa de fusões de anãs brancas na Galáxia, e será que esta é suficiente para explicar o número de supernovas do tipo Ia? Como é que um campo magnético é gerado nestes eventos poderosos, e porque é que existe tanta diversidade na intensidade do campo magnético das anãs brancas? A descoberta de uma grande população de anãs brancas nascidas a partir de fusões vai ajudar a responder estas perguntas e a muitas mais.

O novo estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: W. M. Keck Observatory

A jornada de um grão de poeira pelo Sistema Solar recém-nascido

Uma equipe liderada pela Universidade do Arizona reconstruiu em detalhes sem precedentes a história de um grão de poeira que se formou durante o nascimento do Sistema Solar, há mais de 4,5 bilhões de anos.

© Heather Roper (ilustração do início do Sistema Solar)

A imagem mostra o início do Sistema Solar, num momento em que ainda não tinham sido formados os planetas. Uma nuvem rodopiante de gás e poeira rodeava o jovem Sol. O corte no disco protoplanetário serve para mostrar a sua estrutura tridimensional.

Os achados fornecem informações sobre os processos fundamentais subjacentes à formação dos sistemas planetários, muitos dos quais ainda estão envoltos em mistério. Para o estudo, foi desenvolvida uma nova metodologia que combina mecânica quântica e termodinâmica para simular as condições às quais o grão foi exposto durante a sua formação, quando o Sistema Solar era um disco giratório de gás e poeira conhecido como disco protoplanetário ou nebulosa solar.

A comparação das previsões do modelo com uma análise extremamente detalhada da composição química e da estrutura cristalina da amostra, juntamente com um modelo de como a matéria foi transportada na nebulosa solar, revelou pistas sobre a viagem do grão e sobre as condições ambientais que o moldaram durante o caminho. 

O grão analisado no estudo é uma das várias inclusões, conhecidas como inclusões ricas em cálcio-alumínio, descobertas numa amostra do meteorito Allende, que caiu sobre o estado mexicano de Chihuahua em 1969. As inclusões ricas em cálcio-alumínio são de especial interesse porque pensa-se que estejam entre os primeiros sólidos formados no Sistema Solar há mais de 4,5 bilhões de anos. As estruturas a escalas microscópicas e a escalas atômicas da amostra desvendam um registo das suas histórias de formação, que foram controladas pelos ambientes coletivos aos quais foram expostas. 

Os cientistas analisaram a composição das inclusões embebidas no meteorito usando os microscópios eletrônicos de varredura por transmissão de resolução atômica de última geração do KMICF (Kuiper Materials Imaging and Characterization Facility) do LPL (Lunar and Planetary Laboratory) e da fábrica da Hitachi em Hitachinaka, Japão. 

As inclusões consistem principalmente de tipos de minerais conhecidos como espinela e perovskite, que também ocorrem em rochas na Terra e estão sendo estudados como materiais candidatos para aplicações como microeletrônica e energia solar fotovoltaica. Tipos semelhantes de sólidos ocorrem em outros gêneros de meteoritos conhecidos como condritos carbonáceos, que são particularmente interessantes para os cientistas planetários, pois são conhecidos por serem remanescentes da formação do Sistema Solar e contêm moléculas orgânicas, incluindo aquelas que podem ter fornecido as matérias-primas para a vida. 

A análise precisa do arranjo espacial dos átomos permitiu o estudo, em grande detalhe, da composição das estruturas cristalinas subjacentes. Para surpresa da equipe, alguns dos resultados estavam em desacordo com as teorias atuais no que concerne aos processos físicos considerados ativos dentro dos discos protoplanetários. 

Com base nos dados extraídos das amostras, os pesquisadores concluíram que a partícula foi formada numa região do disco protoplanetário não muito longe de onde a Terra está agora, que depois viajou para mais perto do Sol, onde estava cada vez mais quente, para depois inverter caminho e chegar a regiões mais frias, mais distantes do jovem Sol. Eventualmente, foi incorporada num asteroide, que mais tarde se partiu em pedaços. Alguns destes fragmentos foram capturados pela gravidade da Terra e caíram como meteoritos. 

As amostras para este estudo foram retiradas do interior de um meteorito e são consideradas primitivas, ou seja, não foram afetadas por influências ambientais. Pensa-se que o material tão primitivo não tenha sofrido nenhuma mudança significativa desde a sua formação há mais de 4,5 bilhões de anos, o que é raro. 

Está ainda por determinar se objetos semelhantes existem no asteroide Bennu, amostras do qual serão trazidas para a Terra pela missão OSIRIS-REx em 2023. Até lá, os cientistas contam com amostras que caem para a Terra por meio de meteoritos. 

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: University of Arizona

Encontrando a Terra retroiluminada pelo Sol

Cientistas da Universidade de Cornell e do Museu Americano de História Natural identificaram 2.034 sistemas estelares próximos, até uma pequena distância cósmica de 326 anos-luz, que poderiam encontrar a Terra meramente observando o nosso pálido ponto azul cruzando o Sol.

© OpenSpace (ilustração da Terra e do Sol vistos de um exoplaneta)

São 1.715 sistemas estelares que podem ter avistado a Terra desde que a civilização humana floresceu há cerca de 5.000 anos, e mais 319 sistemas estelares que serão acrescentados nos próximos 5.000 anos.

Os exoplanetas em torno destas estrelas próximas têm lugar cósmico de destaque para ver se a Terra contém vida. Foram usadas as posições e os movimentos do catálogo Gaia EDR3 da ESA para determinar quais as estrelas que entram e saem da Zona de Trânsito da Terra, e por quanto tempo. A nossa vizinhança solar é um lugar dinâmico onde as estrelas saem e entram deste ponto de vista perfeito para ver a Terra transitar o Sol a um ritmo rápido. 

Dos 2.034 sistemas estelares que passam pela Zona de Trânsito da Terra ao longo do período examinado de 10.000 anos, 117 objetos estão a cerca de 100 anos-luz do Sol e 75 destes estão na Zona de Trânsito da Terra desde que as estações comerciais de rádio na Terra começaram a transmitir para o espaço há cerca de um século. As ondas de rádio transmitidas da Terra são uma assinatura da nossa civilização tecnologicamente avançada e os exoplanetas dentro desse alcance podem tê-las captado.

Incluídos no catálogo de 2.034 sistemas estelares estão sete conhecidos por hospedar exoplanetas. Cada um destes mundos teve ou terá a oportunidade de detectar a Terra, assim como os cientistas da Terra já encontraram milhares de mundos em órbita de outras estrelas usando o método de trânsito. 

Ao observar o trânsito de exoplanetas distantes, ou seja, a passagem em frente da sua estrela, os astrônomos podem interpretar as atmosferas iluminadas por esta estrela. Caso os exoplanetas possuam vida inteligente, podem observar a Terra iluminada pelo Sol e ver as assinaturas químicas da vida na nossa atmosfera. 

O sistema Ross 128, com uma estrela anã vermelha localizada na direção da constelação de Virgem, fica a cerca de 11 anos-luz e é o segundo sistema mais próximo com um exoplaneta do tamanho da Terra (cerca de 1,8 vezes o tamanho do nosso planeta). Qualquer habitante deste exoplaneta poderia ter visto a Terra cruzando em frente do nosso próprio Sol durante 2.158 anos, começando há cerca de 3.057 anos; perderam o seu ponto de vista há cerca de 900 anos.

O sistema TRAPPIST-1, a 45 anos-luz da Terra, hospeda sete planetas do tamanho da Terra em trânsito, quatro deles na zona habitável temperada daquela estrela. Embora tenhamos descoberto estes exoplanetas em torno de TRAPPIST-1, eles não serão capazes de nos localizar até que o seu movimento os leve para a Zona de Trânsito da Terra daqui a 1.642 anos. Potenciais observadores no sistema TRAPPIST-1 permanecerão no lugar cósmico de destaque durante 2.371 anos. 

Esta análise mostra que mesmo as estrelas mais próximas geralmente passam mais de 1.000 anos num ponto de vista onde podem ver um trânsito da Terra pelo Sol. Se for assumido que o inverso é verdadeiro, isto fornece uma saudável linha temporal para que civilizações identifiquem a Terra como um planeta interessante. 

O telescópio espacial James Webb vai observar vários exoplanetas em trânsito para caracterizar as suas atmosferas e, finalmente, procurar por sinais de vida. A iniciativa Breakthrough Starshot é um projeto ambicioso em andamento que visa lançar uma nanosonda em direção ao exoplaneta mais próximo detectado em torno de Proxima Centauri, a cerca de 4,2 anos-luz de distância, e caracterizar completamente este mundo.

A pesquisa foi publicada na revista Nature.

Fonte: Cornell University

Amanhecer cósmico ocorreu 250 a 350 milhões de anos após o Big Bang

De acordo com um novo estudo liderado por pesquisadores da University College London e da Universidade de Cambridge, o amanhecer cósmico, quando as estrelas se formaram pela primeira vez, ocorreu 250 milhões a 350 milhões de anos após o início do Universo.

© Hubble (galáxia MACS0416-JD)

Imagem a cores falsas do aglomerado de galáxias usado para detectar uma das seis galáxias, MACS0416-JD. Esta galáxia tem uma idade estimada em 351 milhões de anos, o que significa que foi formada 178 milhões de anos após o Big Bang. A massa estelar desta galáxia é um bilhão de vezes a massa do nosso Sol. Este objeto é atualmente a galáxia mais distante já detectada com o ALMA.

O estudo sugere que o telescópio espacial James Webb da NASA, com lançamento previsto para novembro, será sensível o suficiente para observar diretamente o nascimento das galáxias. Analisando imagens dos telescópios espaciais Hubble e Spitzer, os pesquisadores calcularam que a idade destas galáxias varia entre 200 a 300 milhões de anos, permitindo uma estimativa de quando as suas estrelas se formaram pela primeira vez.

A equipe do Reino Unido examinou seis das galáxias mais distantes atualmente conhecidas, cuja luz levou a maior parte da vida do Universo para chegar até nós. Foi descoberto que a distância destas galáxias correspondia a olhar para trás no tempo, até mais de 13 bilhões de anos, quando o Universo tinha apenas 550 milhões de anos.

O Universo era um lugar escuro nas primeiras centenas de milhões de anos, antes da formação das primeiras estrelas e galáxias. Testemunhar o momento em que o Universo foi banhado pela primeira vez pela luz das estrelas é um dos grandes objetivos da astronomia.

Os pesquisadores analisaram a luz estelar das galáxias, conforme registrada pelos telescópios espaciais Hubble e Spitzer, examinando um marcador na sua distribuição de energia indicativo da presença de hidrogênio atômico nas suas atmosferas estelares. Isto fornece uma estimativa da idade das estrelas que contêm. Esta assinatura de hidrogênio aumenta em força à medida que a população estelar envelhece, mas diminui quando a galáxia tem mais de um bilhão de anos. A dependência da idade surge porque as estrelas mais massivas que contribuem para este sinal queimam o seu combustível nuclear mais rapidamente e, portanto, morrem primeiro.

Ao analisarem os dados do Hubble e do Spitzer, os astrônomos precisaram estimar o "desvio para o vermelho" de cada galáxia, o que indica a sua distância cosmológica e, portanto, a época em que existiam no Universo. Para conseguir isto, realizaram medições espectroscópicas usando o arsenal completo de poderosos telescópios terrestres: o ALMA (Atacama Large Millimetre Array), o VLT (Very large Telescope) e o telescópio Gemini-Sul no Chile e os telescópios gêmeos Keck no Havaí. 

Na última década, os astrônomos empurraram para trás as fronteiras do que podemos observar até uma época em que o Universo tinha apenas 4% da sua idade atual. No entanto, devido à transparência limitada da atmosfera da Terra e às capacidades dos telescópios espaciais Hubble e Spitzer, atingimos o nosso limite, que poderá ser ultrapassado com o futuro telescópio espacial James Webb. 

A busca para ver este momento importante na história do Universo tem sido um Santo Graal na Astronomia durante décadas. Uma vez que somos feitos de material processado nas estrelas, constituindo a busca pelas nossas próprias origens.

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

Fonte: University College London

Uma dispersão de estrelas

Esta imagem mostra o aglomerado de estrelas aberto NGC 330, que está na constelação de Tucana (O Tucano) e fica a cerca de 180.000 anos-luz de distância dentro da Pequena Nuvem de Magalhães.

© Hubble (NGC 330)

O aglomerado contém uma infinidade de estrelas, muitas das quais estão espalhadas por esta imagem impressionante obtida pelo telescópio espacial Hubble que nos mostram algo novo sobre o Universo.

Esta imagem também contém pistas sobre o funcionamento interno do próprio Hubble. Os padrões entrecruzados em torno das estrelas nesta imagem, conhecidos como picos de difração, foram criados quando a luz das estrelas interagiu com as quatro aletas finas que sustentam o espelho secundário do Hubble.

Como os aglomerados de estrelas se formam a partir de uma única nuvem primordial de gás e poeira, todas as estrelas que eles contêm têm aproximadamente a mesma idade. Isso os torna laboratórios naturais úteis para os astrônomos aprenderem como as estrelas se formam e evoluem. 

Esta imagem usa observações da Wide Field Camera 3 do Hubble e incorpora dados de duas investigações astronômicas muito diferentes. A primeira teve como objetivo entender por que estrelas em aglomerados de estrelas parecem evoluir de forma diferente de estrelas em outros lugares, uma peculiaridade observada pela primeira vez pelo telescópio espacial Hubble. A segunda teve como objetivo determinar o quão grandes as estrelas podem ser antes de se tornarem condenadas a acabar com suas vidas em explosões cataclísmicas de supernova.

Fonte: ESA

Relação da massa estelar com discos de formação planetária

Usando dados de mais de 500 estrelas jovens observadas com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os cientistas descobriram uma ligação direta entre as estruturas do disco protoplanetário e a demografia planetária.

© ALMA/S. Dagnello (discos protoplanetários em anel, transição e estendido)

Os discos protoplanetários são formadores de planetas que rodeiam as estrelas, e são classificados em três categorias: anel, transição ou estendido. Estas imagens de cores falsas do ALMA mostram estas classificações em contraste absoluto. À esquerda: o disco em anel de RU Lup é caracterizado por lacunas estreitas que se pensa serem esculpidas por planetas gigantes com massas que variam entre uma massa de Netuno e uma massa de Júpiter. No meio: o disco de transição de J1604.3-2130 é caracterizado por uma grande cavidade interna que se pensa ser esculpida por planetas mais massivos que Júpiter, também conhecidos como planetas Super-Jovianos. À direita: pensa-se que o disco compacto de Sz104 não contenha planetas gigantes, já que não possui as lacunas e cavidades associadas com a presença de planetas gigantes. 

A pesquisa prova que estrelas com maior massa são mais propensas a estar rodeadas por discos com lacunas e que estas lacunas estão diretamente correlacionadas com a alta ocorrência de exoplanetas gigantes observados em torno delas. Estes resultados fornecem uma janela através do tempo, permitindo prever o aspeto dos sistemas exoplanetários em cada estágio da sua formação.

As lacunas nos discos protoplanetários há muito que são consideradas evidências gerais da formação planetária. No entanto, tem havido algum ceticismo devido à distância orbital observada entre os exoplanetas e as suas estrelas. Uma das principais razões é que exoplanetas em órbitas largas de dezenas de unidades astronômicas são raros. Porém, exoplanetas em órbitas menores, entre uma e dez unidades astronômicas, são muito mais comuns. 

O novo estudo é o primeiro a mostrar que o número de discos com lacunas nestas regiões corresponde ao número de exoplanetas gigantes num sistema estelar. A correlação também se aplica a sistemas estelares com estrelas de baixa massa, onde são mais propensos a encontrar exoplanetas rochosos massivos, também conhecidos como super-Terras. Estrelas de menor massa têm mais super-Terras rochosas, entre uma massa terrestre e uma massa de Netuno. Discos sem lacunas, mais compactos, levam à formação de super-Terras.

Esta ligação entre a massa estelar e a demografia planetária pode ajudar os cientistas a identificar quais as estrelas a ter como alvo na busca por planetas rochosos pela Via Láctea.

Um elemento importante da formação planetária é a influência da evolução da poeira. Sem planetas gigantes, a poeira irá sempre mover-se para dentro, criando condições ideais para a formação de planetas rochosos, menores e perto da estrela.

A pesquisa atual foi realizada usando dados de mais de 500 objetos observados em estudos anteriores usando as antenas do ALMA na Banda 6 e 7. Atualmente, o ALMA é o único telescópio que pode obter imagens da distribuição de poeira milimétrica em resolução angular alta o suficiente para resolver os discos de poeira e revelar a sua subestrutura, ou a falta dela. 

Nos últimos cinco anos, o ALMA produziu muitas pesquisas instantâneas de regiões de formação estelar próximas, resultando em centenas de medições da massa, do tamanho e da morfologia do disco de poeira. O grande número de propriedades do disco observadas permitiu fazer uma comparação estatística de discos protoplanetários com os milhares de exoplanetas descobertos. Esta é a primeira vez que uma dependência de massa estelar de discos com lacunas e discos compactos foi demonstrada com sucesso usando o telescópio ALMA. 

Estas novas descobertas ligam as belas estruturas das lacunas nos discos observados diretamente com o ALMA às propriedades de milhares de exoplanetas pela missão Kepler da NASA e a outros levantamentos exoplanetários. Os exoplanetas e a sua formação auxiliam a situar as origens da Terra e do Sistema Solar no contexto do que é visto acontecer em torno de outras estrelas.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Um berçário planetário caótico

A formação planetária ainda é um mistério. Os astrônomos estudam discos protoplanetários há décadas, tentando resolver os detalhes da gênese planetária.

© NRAO/B. Saxton (disco ao redor de Elias 2-27)

Vários rastreadores moleculares ajudaram os cientistas a melhor compreender os gases presentes no disco que rodeia Elias 2-27. Visível nesta animação, os dados do contínuo de poeira em 0,87mm (azul), a emissão de C18O (amarelo), e a emissão de 13CO (vermelho), cada camada vista individualmente e em composição.

Graças ao ALMA, uma equipe de cientistas, pela primeira vez, explorou fundo nas estruturas espirais do enorme disco protoplanetário de Elias 2-27, uma estrela jovem a 378 anos-luz de distância na direção da constelação de Ofiúco. A equipe pensa que as instabilidades gravitacionais são a origem das espirais, e não a interação com um planeta ou estrela companheira. 

Discos de gás e poeira rodeiam estrelas jovens recém-formadas. São chamados de discos protoplanetários, e os astrônomos esperam que os planetas se desenvolvam aí nos primeiros 10 milhões de anos de vida das estrelas.

Um dos mecanismos fundamentais que impulsionam este processo são as instabilidades gravitacionais, que ocorre quando o disco é massivo o suficiente para que a sua gravidade se torne relevante na forma como as partículas interagem entre elas. As instabilidades gravitacionais podem fazer com que o disco se fragmente em pequenos aglomerados, que podem tornar-se em planetas gigantes muito rapidamente. 

As características únicas de Elias 2-27 tornaram-na popular entre os cientistas do ALMA por mais de meia década. Uma equipe liderada por Laura Perez da Universidade do Chile descobriu, também usando o ALMA, as espirais no disco de Elias 2-27 em 2016. Mas não foram capazes de determinar o que gerou as instabilidades gravitacionais. Foram necessárias outras observações em várias bandas do ALMA e rastreadores de gás para explorar a estrutura das espirais tanto em gás como em poeira.

Descobriram em 2016 que o disco de Elias 2-27 tinha uma estrutura diferente de outros sistemas já estudados. Algo não observado num disco protoplanetário antes: dois braços espirais de grande escala. A origem destas estruturas permaneceu um mistério, por isso foram necessárias mais observações. Foi realizada uma exploração simultânea tanto da emissão de gás como da emissão da poeira neste sistema. 

Embora as instabilidades gravitacionais possam agora ser confirmadas para explicar as estruturas espirais no contínuo de poeira em torno da estrela, há também uma divisão interna, ou material ausente no disco, para o qual não há uma explicação clara. As imagens de alta resolução angular obtidas com o ALMA em vários comprimentos de onda foram fundamentais para estudar a morfologia do disco e as propriedades da poeira. A localização espacial das partículas de diferentes tamanhos permite entender os processos de crescimento da poeira e inferir a origem da morfologia espiral.

Além disso, a alta sensibilidade do ALMA permitiu à equipe estudar as perturbações cinemáticas e os processos dinâmicos rastreados pela emissão molecular. Usando duas moléculas como rastreadores (13CO e C18O), descobriram que o disco estava altamente perturbado e rodeado por emissões de gás em grande escala produzidas por material além da extensão do disco principal de poeira e gás.

As perturbações são grandes demais para serem explicadas por uma companheira. A estrutura vertical assimétrica do disco está provavelmente relacionada com a queda contínua de material, mostrando como os locais de formação planetária são caóticos. Uma das barreiras para entender a formação planetária era a falta de medições diretas da massa dos discos formadores de planetas. A alta sensibilidade do ALMA permitiu estudar mais de perto os processos dinâmicos, a densidade e até mesmo a massa do disco. 

Este achado é a base para o desenvolvimento de um método para medir a massa do disco que permitirá quebrar uma das maiores e mais insistentes barreiras no campo da formação planetária. O conhecimento da massa presente nos discos de formação de planetas possibilita determinar a quantidade de material disponível para a formação dos sistemas planetários e melhor entender o processo pelo qual se formam.

Embora a equipe tenha respondido a muitas perguntas críticas sobre o papel da instabilidade gravitacional e da massa do disco na formação planetária, o trabalho ainda não terminou. O estudo de como os planetas se formam é difícil porque demoram milhões de anos para serem constituídos.

Os resultados deste estudo foram publicados no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Galáxias com matéria escura em falta

A medição de distância mais precisa, até à data, da galáxia ultradifusa (UDG) NGC 1052-DF2 (DF2) confirma, sem sombra de dúvida, que lhe falta matéria escura.

© STScI/Hubble (estrelas vermelhas velhas na galáxia ultradifusa DF2)

Esta imagem pelo Hubble fornece uma amostra de estrelas vermelhas velhas na galáxia ultradifusa DF2. A ampliação à direita revela as muitas estrelas gigantes vermelhas velhas nos limites da galáxia, usadas como marcadores intergalácticos de distância. 

Os pesquisadores calcularam uma distância mais precisa de DF2 usando o Hubble para observar cerca de 5.400 gigantes vermelhas. Estas estrelas mais velhas alcançam todas o mesmo pico de brilho, de modo que são "réguas" confiáveis para medir distâncias a galáxias. Estima-se que a DF2 esteja a 72 milhões de anos-luz da Terra. 

Dizem que a medição de distância solidifica a afirmação que DF2 tem matéria escura em falta. A galáxia contém no máximo 1/400 da quantidade de matéria escura que os astrônomos esperavam, com base na teoria e em observações de muitas outras galáxias. Chamada uma galáxia ultradifusa, esta galáxia estranha tem quase o diâmetro da Via Láctea mas contém apenas 1/200 do seu número de estrelas. A galáxia fantasmagórica não parece ter uma região central perceptível, braços espirais ou um disco. As observações foram feitas entre dezembro de 2020 e março de 2021 com o instrumento ACS (Advanced Camera for Surveys) do Hubble. 

A distância recentemente medida de 22,1 +/-1,2 megaparsecs foi obtida por uma equipe internacional de pesquisadores liderados por Zili Shen e Pieter van Dokkum da Universidade de Yale e Shany Danieli, ligada ao Hubble no IAS (Institute for Advanced Study). A nova medição relatada neste estudo tem implicações cruciais para estimar as propriedades físicas da galáxia, confirmando assim a sua falta de matéria escura.

Os resultados são baseados em 40 órbitas do telescópio espacial Hubble, com imagens pelo instrumento ACS e uma análise TRGB ("tip of the red giant branch"), o padrão de ouro para estas medições refinadas. Em 2019, a equipe publicou resultados medindo a distância à vizinha UDG NGC 1052-DF4 (DF4) com base em 12 órbitas do Hubble e numa análise TRGB, que forneceu evidências convincentes da ausência de matéria escura. 

Este método preferido expande os estudos da equipe de 2018 que se baseavam em "flutuações de brilho da superfície" para medir a distância. Ambas as galáxias foram descobertas com o Dragonfly Telephoto Array no observatório New Mexico Skies.

Além de confirmar as descobertas de distância anteriores, os resultados do Hubble indicaram que as galáxias estavam localizadas um pouco mais longe do que se pensava anteriormente, reforçando o caso de que contêm pouca ou nenhuma matéria escura. Se DF2 estivesse mais perto da Terra, como afirmam alguns astrônomos, seria intrinsecamente mais fraca e menos massiva, e a galáxia precisaria de matéria escura para explicar os efeitos observados da massa total. 

A matéria escura é amplamente considerada um ingrediente essencial das galáxias, mas este estudo fornece mais evidências de que a sua presença pode não ser inevitável. Embora a matéria escura ainda não tenha sido observada diretamente, a sua influência gravitacional é como uma cola que mantém as galáxias unidas e governa o movimento da matéria visível.

No caso de DF2 e DF4, foi possível explicar o movimento das estrelas com base apenas na massa estelar, sugerindo uma falta ou ausência de matéria escura. Ironicamente, a detecção de galáxias deficientes em matéria escura provavelmente ajudará a revelar a sua natureza intrigante e fornecerá novas informações sobre a evolução galáctica. Apesar de DF2 e DF4 serem ambas comparáveis em tamanho à Via Láctea, as suas massas totais são apenas cerca de um por cento da massa da nossa Galáxia. Também se descobriu que estas galáxias ultradifusas têm uma grande população de aglomerados globulares especialmente luminosos. 

Esta pesquisa gerou um grande interesse acadêmico, bem como um debate energético entre os proponentes de teorias alternativas para a matéria escura, como a teoria MOND (Modified Newtonian Dynamics). No entanto, com as descobertas mais recentes, incluindo as distâncias relativas das duas UDGs a NGC1052, tais teorias alternativas parecem menos prováveis. Além disso, agora há pouca incerteza nas medições de distância, dada a utilização do método TRGB. Com base na física fundamental, este método depende da observação de estrelas gigantes vermelhas que emitem um flash depois de queimar o seu reservatório de hélio que sempre ocorre com o mesmo brilho. 

Seguindo em frente, os pesquisadores vão continuar caçando mais destas galáxias estranhas, enquanto consideram uma série de questões: como é que as UDGs são formadas? O que nos dizem sobre os modelos cosmológicos padrão? Quão comuns são estas galáxias, e que outras propriedades únicas têm? Será necessário descobrir muitas mais galáxias sem matéria escura para resolver estes mistérios e a questão final sobre o que realmente é a matéria escura.

Os resultados foram publicados periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Institute for Advanced Study

Fúria de Titãs

Uma colisão cósmica cataclísmica ocupa o centro do palco nesta imagem.

© Hubble (IC 1623)

A imagem mostra o par de galáxias IC 1623 interagindo, que fica a cerca de 275 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação de Cetus (A Baleia).

As duas galáxias estão nos estágios finais de fusão, e espera-se que um poderoso influxo de gás acione uma explosão frenética de formação de estrelas na galáxia compacta resultante.

Este par de galáxias interagindo é uma visão familiar; o telescópio espacial Hubble captou o par de galáxias IC 1623 em 2008 usando dois filtros em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos através da Advanced Camera for Surveys (ACS). 

Esta nova imagem incorpora novos dados da Wide Field Camera 3 e combina observações feitas em oito filtros abrangendo comprimentos de onda infravermelho a ultravioleta para revelar os detalhes mais tênues do par de galáxias IC 1623. 

Observações futuras do par de galáxias com o telescópio espacial James Webb possibilitará analisar os processos que alimentam a formação extrema de estrelas em ambientes como esta dupla de galáxias.

Fonte: ESA

Matéria escura está diminuindo a rotação da barra da Via Láctea

De acordo com um novo estudo realizado por pesquisadores da University College London (UCL) e da Universidade de Oxford, a rotação da barra galáctica da Via Láctea, que é composta por bilhões de estrelas agrupadas, diminuiu cerca de um-quarto desde a sua formação.

© P. C. Budassi (ilustração da Via Láctea)

Durante 30 anos, os astrofísicos previram esta desaceleração, mas esta é a primeira vez que foi medida. Os pesquisadores afirmam que fornece um novo tipo de visão sobre a natureza da matéria escura, que atua como um contrapeso, desacelerando a rotação.

No estudo, os pesquisadores analisaram observações do telescópio espacial Gaia de um grande grupo de estrelas, a corrente de Hércules, que estão em ressonância com a barra, isto é, giram em torno da Galáxia à mesma velocidade que a barra.

Estas estrelas estão capturadas gravitacionalmente pela barra giratória. O mesmo fenômeno ocorre com os asteroides gregos e troianos de Júpiter, que orbitam nos pontos Lagrange de Júpiter (à frente e atrás de Júpiter). Se a rotação da barra diminuir, espera-se que estas estrelas se movam para mais longe na Galáxia, mantendo o seu período orbital igual à rotação da barra. 

Os cientistas descobriram que as estrelas na corrente transportam uma impressão digital química, são mais ricas em elementos mais pesados (metais), provando que se afastaram do centro galáctico, onde as estrelas e os gases que as formam são cerca de 10 vezes mais ricos em metais em comparação com as seções exteriores da nossa Galáxia.

Usando estes dados, a equipe inferiu que a barra, composta por bilhões de massas solares, diminuiu a sua rotação em pelo menos 24% desde que se formou. Os astrofísicos há muito que suspeitam que a barra giratória no centro da nossa Galáxia está diminuindo de velocidade, mas só agora foi encontrada as primeiras evidências de tal acontecimento. O contrapeso que reduz esta rotação deve ser a matéria escura. Até agora, só foi possível inferir a matéria escura mapeando o potencial gravitacional das galáxias e subtraindo a contribuição da matéria visível.

Este estudo fornece um novo tipo de medição da matéria escura, não da sua energia gravitacional, mas da sua massa inercial, ou seja, a resposta dinâmica, que diminui a velocidade de rotação da barra.

Pensa-se que a Via Láctea, como as outras galáxias, esteja embebida num "halo" de matéria escura que se estende bem além da sua orla visível. A matéria escura é invisível e a sua natureza é desconhecida, mas a sua existência é inferida de galáxias que se comportam como se estivessem envoltas numa massa significativamente maior do que aquilo que é possível ver. Existe cerca de cinco vezes mais matéria escura no Universo do que matéria visível comum.

As teorias alternativas da gravidade, como a dinâmica Newtoniana modificada, rejeitam a ideia de matéria escura, e ao invés procuram explicar as discrepâncias ajustando a teoria da relatividade geral de Einstein. 

A Via Láctea é uma galáxia espiral barrada, com uma espessa barra de estrelas no meio e braços espirais que se estendem pelo disco. A barra gira na mesma direção que a Galáxia.

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

Fonte: University College London

A diversidade de galáxias formadoras de estrelas

Usando o ALMA, cientistas concluíram um censo de quase uma centena de galáxias no Universo próximo, mostrando os seus comportamentos e aparências.

© ALMA (NGC 4254 e NGC 4535)

Uma equipe de astrônomos, recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), concluiu o primeiro censo de nuvens moleculares no Universo próximo, revelando que, ao contrário da opinião científica anterior, nem todos estes berçários estelares têm o mesmo aspeto e comportamento. 

As estrelas são formadas por nuvens de poeira e gás chamadas nuvens moleculares, ou berçários estelares. Cada berçário estelar no Universo pode formar milhares ou até dezenas de milhares de novas estrelas durante a sua vida. 

Entre 2013 e 2019, astrônomos do projeto PHANGS (Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS) realizaram o primeiro levantamento sistemático de 100.000 berçários estelares em 90 galáxias no Universo próximo para obter uma melhor compreensão da sua relação com as galáxias onde vivem.

Esta é a primeira vez que a equipe obteve imagens de ondas milimétricas de muitas galáxias próximas com a mesma nitidez e qualidade das imagens ópticas. E enquanto as imagens ópticas mostram a luz das estrelas, estas novas imagens inovadoras mostram as nuvens moleculares que formam estas estrelas.

Para melhor entender a formação estelar em diferentes tipos de galáxias, a equipe observou semelhanças e diferenças nas propriedades moleculares do gás e nos processos de formação estelar nos discos galácticos, barras estelares, braços espirais e centros de galáxias. Confirmaram que a localização, ou vizinhança, desempenha um papel crítico na formação das estrelas.

Ao mapear diferentes tipos de galáxias e a diversidade de ambientes que existem dentro das galáxias, possibilita rastrear toda a gama de condições sob as quais nuvens de gás, formadoras de estrelas, vivem no Universo atual. Isto permite medir o impacto que muitas variáveis diferentes têm na formação estelar. 

O modo como as estrelas se formam, e como a sua galáxia afeta esse processo, são aspetos fundamentais da astrofísica. Foi descoberto que as propriedades das nuvens de formação estelar dependem de onde estão localizadas: as nuvens nas densas regiões centrais das galáxias tendem a ser mais densas, mais massivas e mais turbulentas do que as nuvens que residem nos arredores tranquilos de uma galáxia. O ciclo de vida das nuvens também depende do seu ambiente. A rapidez com que uma nuvem forma estrelas e o processo que em última análise acaba por destruí-la parecem depender de onde esta nuvem está localizada.

Esta não é a primeira vez que o ALMA observa berçários estelares em outras galáxias, mas quase todos os estudos anteriores focaram-se em galáxias individuais ou em parte de uma. Durante um período de cinco anos, o PHANGS montou uma visão completa da população de galáxias próximas. O projeto PHANGS é uma nova forma de cartografia cósmica que nos permite ver a diversidade das galáxias com outras características. 

O novo atlas não significa o fim da viagem. Embora o levantamento tenha respondido a perguntas sobre o quê e onde, levantou outras. Ainda não é conhecido porquê ou como estas variações afetam as estrelas e os planetas formados.

Dez artigos que relatam os resultados do levantamento PHANGS foram apresentados na 238.ª reunião da Sociedade Astronômica Americana.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory