Explosões de raios gama oriundas de um magnetar

Os magnetares são objetos bizarros, estrelas de nêutrons massivas e giratórias com campos magnéticos dos mais poderosos conhecidos, capazes de disparar breves explosões de ondas de rádio tão brilhantes que são visíveis por todo o Universo.

© NASA/Chris Smith (ilustração de campo magnético de um magnetar)

Uma equipe de astrofísicos descobriu agora outra peculiaridade dos magnetares: podem emitir rajadas de raios gama de baixa energia num padrão nunca antes visto em qualquer outro objeto astronômico. Não se sabe exatamente qual a razão para tal, pois também ainda mal conhecemos os próprios magnetares, com dúzias de teorias sobre como produzem surtos de rádio e raios gama.

O reconhecimento deste padrão incomum de atividade de raios gama pode ajudar os teóricos a descobrir os mecanismos envolvidos. "Os magnetares, que estão ligados às FRBs (Fast Radio Bursts), têm alguma coisa periódica no topo da sua aleatoriedade," disse Bruce Grossan, astrofísico no Laboratório de Ciências Espaciais da Universidade da Califórnia, em Berkeley. 

Os pesquisadores descobriram o padrão no ano passado em rajadas oriundas de um SGR (Soft Gama Repeater), de nome SGR 1935+2154, que é um magnetar, uma fonte prolífica de explosões de raios gama de baixa energia e a única fonte conhecida de FRBs na Via Láctea. Eles descobriram que o objeto emite rajadas aleatoriamente, mas apenas dentro de janelas regulares de quatro meses, cada janela ativa separada por três meses de inatividade.

A confirmação da previsão surpreendeu e entusiasmou os cientistas, que pensam que este pode ser um novo exemplo de um fenômeno que poderia caracterizar emissões de outros objetos astronômicos. No ano passado, os pesquisadores sugeriram que a emissão de FRBs, que normalmente duram alguns milésimo de segundo, de galáxias distantes pode ser agrupada num padrão de janela periódica. Mas os dados eram intermitentes e as ferramentas estatísticas e computacionais para estabelecer com firmeza tal afirmação com dados esparsos não estavam bem desenvolvidas.

O instrumento Konus a bordo da nave espacial Wind, lançada em 1994, registrou explosões de raios gama suaves deste objeto, que também exibe FRBs, desde 2014 e provavelmente nunca perdeu um brilhante. A observação recente de cinco explosões dentro da sua janela temporal prevista, vista pela Wind e por outras sondas que monitoram explosões de raios gama, aumenta a sua confiança. Foram observadas rajadas em 10 janelas periódicas desde 2014, e a probabilidade de que sejam na verdade aleatórias é de 3 em 10.000, o que significa que há 99,97% de hipótese de estarem certos. Uma simulação Monte Carlo indicou que a chance de estarem observando um padrão que não existe é provavelmente inferior a 1 em 1 bilhão. No entanto, uma única explosão futura, observada fora da janela de tempo, refutaria toda a teoria ou faria com que a análise deveria ser completamente refeita.

Pensa-se que os SGRs de magnetares envolvam sismos estelares, talvez desencadeados por interações entre a crosta da estrela de nêutrons e o seu intenso campo magnético. Os magnetares giram uma vez a cada poucos segundos e, se a rotação for acompanhada por uma precessão, ou seja, uma oscilação na rotação, isto pode fazer com que a fonte de emissão da explosão aponte para a Terra apenas dentro de uma determinada janela de tempo. Outra possibilidade é que uma nuvem densa e giratória de material obscurante pode rodear o magnetar, mas tem uma espécie de orifício que só permite que as rajadas saiam e atinjam a Terra periodicamente.

Um artigo científico foi publicado no periódico Physical Review D.

Fonte: University of California

Estrela em forma de lágrima aponta para supernova futura

Os astrônomos fizeram uma rara observação de duas estrelas que espiralam para a sua destruição, avistando sinais reveladores de uma estrela em forma de lágrima.

© U. de Warwick/Mark Garlick (ilustração do sistema HD265435)

A forma trágica é provocada por uma massiva anã branca próxima, que distorce a estrela com a sua intensa gravidade, que também será o catalisador para uma eventual supernova que consumirá ambas.

Descoberto por uma equipe internacional de astrônomos e astrofísicos liderados pela Universidade de Warwick, é um dos poucos sistemas estelares descobertos que um dia verá uma anã branca reacender o seu núcleo. Uma nova pesquisa confirma que as duas estrelas estão nos estágios iniciais de uma espiral que provavelmente terminará numa supernova do Tipo Ia, um tipo que ajuda na determinação do ritmo a que o Universo está se expandindo.

O sistema HD265435 está localizado a cerca de 1.500 anos-luz de distância e consiste de uma sub-anã quente e de uma anã branca que se orbita uma à outra a um ritmo de mais ou menos 100 minutos. As anãs brancas são estrelas "mortas" que queimaram todo o seu combustível e que entraram em colapso, tornando-as pequenas mas extremamente densas. Uma supernova do Tipo Ia geralmente ocorre quando o núcleo de uma anã branca reacende-se, levando a uma explosão termonuclear. 

Existem dois cenários em que isto pode acontecer. No primeiro, a anã branca ganha massa suficiente para atingir 1,4 vezes a massa do nosso Sol, conhecido como limite de Chandrasekhar. HD265435 encaixa-se no segundo cenário, no qual a massa total de um sistema estelar constituído por várias estrelas está próximo ou acima deste limite. Sabemos apenas de um punhado de outros sistemas estelares que vão atingir este limite e resultar numa supernova do Tipo Ia. 

Uma maneira de ocorrer é se a anã branca acumular massa suficiente da sub-anã quente, de modo que à medida que as duas se orbitam uma à outra e se aproximam, a matéria começará a escapar da sub-anã quente e a cair sobre a anã branca. Outra forma é que, por estarem perdendo energia para as emissões de ondas gravitacionais, aproximam-se até se fundirem. Assim que a anã branca ganhar massa suficiente com qualquer um dos métodos, tornar-se-á uma supernova.

Usando dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, a equipe foi capaz de observar a sub-anã quente, mas não a anã branca já que a primeira é muito mais brilhante. No entanto, este brilho varia ao longo do tempo, o que sugere que a estrela estava sendo distorcida em forma de lágrima por um objeto massivo próximo.

Usando medições de velocidade radial e de velocidade de rotação pelo Observatório Palomar e pelo Observatório W. M. Keck, e modelando o efeito do objeto massivo sobre a sub-anã quente, foi possível confirmar que a anã branca oculta é tão massiva quanto o Sol, mas apenas ligeiramente menor que o raio da Terra. Combinada com a massa da sub-anã quente, que tem pouco mais de 0,6 vezes a massa do nosso Sol, ambas as estrelas têm a massa necessária para desencadear uma supernova do Tipo Ia. Dado que as duas estrelas já estão próximas o suficiente para começarem a espiralar uma em direção à outra, inevitavelmente a anã branca tornar-se-á supernova daqui a cerca de 70 milhões de anos.

Os modelos teóricos produzidos especificamente para este estudo também preveem que a sub-anã quente vai contrair-se para se tornar numa anã branca antes de se fundir com a sua companheira. As supernovas do Tipo Ia são importantes para a cosmologia como "velas padrão". O seu brilho é constante e de um tipo específico de luz, o que significa que os astrônomos podem comparar a luminosidade que deveriam ter com o que observamos na Terra, e a partir daí calcular a que distância estão com um bom grau de precisão. Ao observar supernovas em galáxias distantes, os astrônomos combinam o quão depressa esta galáxia se move com a distância da supernova e calculam a expansão do Universo. 

Há uma discrepância entre a taxa estimada e observada de supernovas galácticas e o número de progenitoras que são vistas. É possível estimar quantas supernovas existirão na nossa Galáxia através da observação de muitas galáxias, ou através do conhecimento da evolução estelar, e este número é consistente. 

Um artigo sobre a observação foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick

Novas imagens revelam estruturas impressionantes em galáxias próximas

Uma equipe de astrônomos divulgou novas observações de galáxias próximas que parecem fogos de artifício cósmicos coloridos.

© ESO/VLT (NGC 4303)

As imagens, obtidas com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, mostram diferentes componentes das galáxias em cores distintas, permitindo que os astrônomos identifiquem a localização de estrelas jovens e o gás que elas aquecem ao seu redor.

Os astrônomos sabem que as estrelas nascem em nuvens de gás, mas o que dá origem à formação estelar, e como é que as galáxias como um todo participam neste processo, permanece um mistério. Para compreender este fenômeno, pesquisadores observaram várias galáxias próximas com poderosos telescópios, tanto a partir do solo como do espaço, mapeando as diferentes regiões galácticas envolvidas no nascimento das estrelas.

Os pesquisadores utilizaram o Multi-Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO, no deserto chileno do Atacama,  para observar estrelas recém-nascidas e o gás quente que as rodeia, o qual é iluminado e aquecido pelas próprias estrelas, tornando-se assim numa prova concreta da ocorrência de formação estelar. As novas imagens MUSE estão agora sendo combinadas com observações das mesmas galáxias obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), que é especialmente adequado para mapear nuvens de gás frio, as partes das galáxias que fornecem material para a formação de estrelas.

Ao combinar imagens MUSE e ALMA, os astrônomos podem examinar as regiões galácticas onde a formação de estrelas está acontecendo e compará-las aos locais onde se espera que este fenômeno ocorra, para entender melhor o que desencadeia, aumenta ou impede o nascimento de novas estrelas. As imagens resultantes são deslumbrantes, oferecendo uma visão espetacularmente colorida dos berçários estelares em nossas galáxias vizinhas.

© ESO/VLT (NGC 1300)

No âmbito do projeto Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS (PHANGS), o MUSE observou 30.000 nebulosas de gás quente e coletou cerca de 15 milhões de espectros de diferentes regiões galácticas. As observações ALMA, por sua vez, permitiram aos astrônomos mapear cerca de 100.000 regiões de gás frio em 90 galáxias próximas, produzindo um atlas de berçários estelares do Universo próximo com uma nitidez sem precedentes. 

Além de observações do ALMA e do MUSE, o projeto PHANGS conta também com dados do telescópio espacial Hubble. Os vários observatórios foram selecionados de modo a permitirem à equipe observar as nossas galáxias vizinhas em diferentes comprimentos de onda (visível, infravermelho próximo e rádio), com cada faixa de comprimentos de onda revelando partes distintas das galáxias observadas.

O trabalho realizado pelo projeto PHANGS será aprimorado ainda mais pelos próximos telescópios e instrumentos, tais como o telescópio espacial James Webb da NASA. Os dados obtidos com este telescópio irão estabelecer uma base ainda melhor para observações que serão executadas com o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, que começará a operar no final desta década e permitirá uma visão ainda mais detalhada das estruturas de berçários estelares.

Fonte: ESO

Resolvido mistério da aurora de raios X de Júpiter

Astrônomos resolveram um mistério de décadas de como Júpiter produz um surto espetacular de raios X a cada poucos minutos.

© Hubble/Chandra (auroras em Júpiter)

Os raios X fazem parte da aurora de Júpiter, surtos de luz visível e invisível que ocorrem quando partículas carregadas interagem com a atmosfera do planeta. Um fenômeno semelhante ocorre na Terra, criando a aurora boreal, mas a de Júpiter é muito mais poderosa, liberando centenas de gigawatts de energia, o suficiente para alimentar brevemente toda a civilização humana.

Num novo estudo, pesquisadores combinaram observações íntimas do ambiente de Júpiter pelo satélite Juno da NASA, que atualmente orbita o planeta, com medições simultâneas de raios X do observatório XMM-Newton da ESA (que está em órbita da Terra). 

A equipe, liderada pela University College London (UCL) e pela Academia Chinesa de Ciências, descobriu que os surtos de raios X foram desencadeados por vibrações periódicas das linhas do campo magnético de Júpiter. Estas vibrações criam ondas de plasma (gás ionizado) que enviam partículas pesadas de íons "surfando" ao longo das linhas do campo magnético até que chocam com a atmosfera do planeta, liberando energia na forma de raios X. 

As auroras de raios X ocorrem nos polos norte e sul de Júpiter, muitas vezes com a regularidade de um relógio; durante esta observação Júpiter produzia surtos de raios X a cada 27 minutos. 

As partículas iônicas carregadas que atingem a atmosfera têm origem no gás vulcânico que é expelido para o espaço através de vulcões gigantes na lua de Júpiter, Io. Este gás torna-se ionizado devido a colisões no ambiente imediato de Júpiter, formando um toroide de plasma que rodeia o planeta. 

Provavelmente ocorrem processos semelhantes em Saturno, Urano, Netuno e em exoplanetas, com diferentes tipos de partículas carregadas. Os raios X são normalmente produzidos por fenômenos extremamente poderosos e violentos, como buracos negros e estrelas de nêutrons, de modo que parece estranho que meros planetas os produzam também. Com a chegada do satélite Juno à órbita de Júpiter, os astrônomos têm agora uma oportunidade fantástica de estudar de perto um ambiente que produz raios X.

© Juno/Chandra (aurora no polo sul de Júpiter)

Os pesquisadores analisaram observações de Júpiter e do seu ambiente circundante realizadas continuamente ao longo de um período de 26 horas pelos satélites Juno e XMM-Newton. Encontraram uma correlação clara entre as ondas no plasma detectado pela Juno e as erupções aurorais de raios X no polo norte de Júpiter registadas pelo XMM-Newton. Então usaram modelagem de computador para confirmar que as ondas iriam conduzir as partículas em direção à atmosfera de Júpiter.

Ainda não está claro porque é que as linhas do campo magnético vibram periodicamente, mas a vibração pode resultar de interações com o vento solar ou de fluxos de plasma de alta velocidade dentro da magnetosfera de Júpiter. O campo magnético de Júpiter é extremamente forte, cerca de 20.000 vezes mais forte do que o da Terra. Portanto, a sua magnetosfera, a área controlada por este campo magnético, é extremamente grande. Se fosse visível no céu noturno, cobriria uma região com várias vezes o tamanho da nossa Lua.

O novo estudo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberta nova lua de Júpiter

Um astrônomo amador descobriu uma lua nova de Júpiter.

© NASA (Júpiter e uma das 80 luas)

Embora ainda não tenha recebido a designação oficial, elevaria a contagem de satélites Jupiterianos para 80. O astrônomo amador que no ano passado recuperou quatro luas Jovianas perdidas se tornou o primeiro amador a descobrir uma lua até então desconhecida.

Kai Ly relatou a descoberta à Lista de Discussão do Planeta Minor em 30 de junho e a enviou para publicação para Minor Planet Electronic Circular. A busca de Ly foi um desdobramento de sua identificação anterior de imagens de pré-recuperação de luas Jovianas recentemente descobertas, incluindo Valetudo, Ersa e Pandia, enquanto examinava dados obtidos em 2003 com o Telescópio Canadá-França-Havaí (CFHT) de 3,6 metros. 

David Jewitt e Scott Sheppard (Universidade do Havaí) lideraram um grupo que usou estas imagens para descobrir 23 novas luas. As imagens permanecem disponíveis online, e Ly pensou que mais luas desconhecidas podem estar escondidas no conjunto de dados de 2003. Depois de planejar sua busca em maio, Ly no início de junho começou a examinar imagens tiradas em fevereiro de 2003, quando Júpiter estava em oposição e suas luas eram mais brilhantes. Eles examinaram três imagens de pesquisa cobrindo a mesma região do céu em momentos diferentes na noite de 24 de fevereiro e encontraram três luas potenciais movendo-se entre 13 e 21 segundos de arco por hora durante a noite. Ly não conseguiu recuperar duas das luas potenciais em outras noites, mas encontrou a terceira, temporariamente designada EJc0061, em observações de pesquisa em 25 a 27 de fevereiro e em imagens tiradas com o telescópio Subaru em 5 e 6 de fevereiro. Ly, portanto, tinha informações suficientes para traçar a órbita da lua em imagens de 12 de março a 30 de abril. 

Eles encontraram a lua perto de sua posição prevista em imagens posteriores do Observatório Interamericano Subaru, CFHT e Cerro Tololo tiradas até o início de 2018. A lua fraca varia de magnitude 23,2 a 23,5. 

O resultado final foi realizado com 76 observações ao longo de 15,26 anos (5.574 dias), o suficiente para Ly considerar sua órbita bem protegida por décadas. Os dados rastreiam a lua - provisoriamente designada S/2003J24 com publicação pendente, através de quase oito órbitas de 1,9 anos de Júpiter, mais do que o suficiente para mostrar que é uma lua.

Ela é apenas um membro típico do grupo retrógrado Carme. Este grupo inclui 22 outras pequenas luas orbitando Júpiter na direção oposta de sua rotação, com períodos de cerca de dois anos. Suas órbitas são semelhantes o suficiente para sugerir que foram todos fragmentos de um único impacto. 

Estas pequenas luas Jovianas retrógradas podem ter muitas companhias aguardando serem descobertas. No ano passado, Edward Ashton, Matthew Beaudoin e Brett J. Gladman (University of British Columbia, Canadá) avistaram cerca de quatro dúzias de objetos tão pequenos quanto 800 metros de diâmetro que pareciam orbitar Júpiter. Eles não os seguiram por tempo suficiente para provar que os objetos eram luas de Júpiter, mas a partir de suas observações preliminares, eles sugeriram que Júpiter poderia ter cerca de 600 satélites com pelo menos 800 metros de diâmetro. 

O desenvolvimento de telescópios maiores e mais sensíveis criará espaço para novas descobertas. Quando os observatórios publicam dados de pesquisa abertamente, isso cria mais oportunidades para os amadores fazerem descobertas. Com o auxílio de software é possível ajudar na interpretação dos resultados, incluindo o programa de determinação de órbita Find_Orb, o Aladin Sky Atlas interativo, os vários serviços do Minor Planet Center e o Solar System Object Image Search do Canadian Astronomical Data Center. O campo está aberto para astrônomos amadores fazerem suas próprias descobertas.

Fonte: Sky & Telescope

Redescoberto, renomeado e reclassificado

Esta imagem mostra o aglomerado globular NGC 6380, que fica a cerca de 35.000 anos-luz da Terra, na constelação de Escorpião.

© Hubble (aglomerado globular NGC 6380)

A estrela muito brilhante no topo da imagem é a HD 159073, que está apenas a cerca de 4.000 anos-luz da Terra, tornando-se um vizinho muito mais próximo da Terra do que o NGC 6380. 

O NGC 6380 não é um nome particularmente interessante, mas indica que este aglomerado está catalogado no Novo Catálogo Geral (NGC), que foi originalmente compilado em 1888. Este aglomerado globular NGC 6380, entretanto, é conhecido por muitos outros nomes. Foi originalmente descoberto por James Dunlop em 1826, e ele o nomeou imodestamente Dun 538. 

Oito anos mais tarde, em 1834, foi redescoberto de forma independente por John Herschel, que também de maneira igualmente imodesta, passou a chamá-lo de H 3688. 

O aglomerado foi redescoberto em 1959 por Paris Pişmiş, que o catalogou como Tonantzintla 1; e que, para continuar o padrão, também se referiu a ele como Pişmiş 25.

Além de sua história de redescoberta, até 1950 o NGC 6380 foi considerado um aglomerado aberto. Foi A. D. Thackeray quem percebeu que se tratava de um aglomerado globular. 

Atualmente, este aglomerado é reconhecido de forma confiável em catálogos amplamente disponíveis como um aglomerado globular e conhecido simplesmente como NGC 6380.

Fonte: ESA

Descoberta uma grande população de buracos negros

Palomar 5 é um aglomerado de estrelas único.

© Hubble (Palomar 5)

Em primeiro lugar, porque é um dos aglomerados menos densos no halo da Via Láctea, com a distância média entre as estrelas sendo alguns anos-luz, comparável à distância entre o Sol e a sua estrela mais próxima.

Em segundo lugar, possui um fluxo estelar a ele associado que se estende por mais de 20 graus no céu. Uma equipe internacional de astrônomos e astrofísicos liderados pela Universidade de Barcelona mostra que ambas as características distintivas de Palomar 5 são provavelmente o resultado de uma grande população de buracos negros, mais de 100 destes objetos no centro do aglomerado.

O número de buracos negros é aproximadamente três vezes maior do que o esperado para o número de estrelas no aglomerado, e isto significa que mais de 20% da massa total do aglomerado é composta por buracos negros. Cada um tem uma massa de aproximadamente 20 sóis, e formaram-se em explosões de supernova no final da vida de estrelas massivas, quando o aglomerado ainda era muito jovem. 

As correntes de maré são fluxos de estrelas que foram ejetadas por aglomerados estelares ou por galáxias anãs perturbadoras. Nos últimos anos, foram descobertos no halo da Via Láctea quase trinta destes finos fluxos estelares.

Nenhuma das correntes recentemente descobertas possui um enxame estelar a elas associado. De modo que para entender como é que estes fluxos se formam, é necessário estudar o sistema estelar a ele associado. Palomar 5 é o único caso, o que o torna numa espécie de Pedra de Roseta para a compreensão da formação de correntes.

Foram realizadas simulações das órbitas e da evolução de cada estrela desde a formação do aglomerado até à sua dissolução final. As propriedades iniciais do aglomerado foram variadas até que fosse encontrada uma boa correspondência com as observações do fluxo e do aglomerado.

A equipe descobriu que Palomar 5 foi formado com uma proporção mais baixa de buracos negros, mas as estrelas escaparam com mais facilidade do que os buracos negros, de modo que esta proporção aumentou gradualmente. Os buracos negros "inflaram" o aglomerado em interações de assistência gravitacional com estrelas, o que levou à fuga de ainda mais estrelas e à formação da corrente.

Antes de se dissolver completamente, daqui a cerca de um bilhão de anos, o aglomerado consistirá inteiramente de buracos negros. Esta análise é importante para a compreensão da formação dos aglomerados globulares, das massas iniciais das estrelas e da evolução das estrelas massivas. 

Este trabalho também tem implicações importantes para as ondas gravitacionais. Palomar 5 é um aglomerado globular descoberto em 1950 por Walter Baade. Está situado na direção da constelação de Serpente, a uma distância de mais ou menos 65.000 anos-luz, e é um dos cerca de 150 aglomerados globulares que orbitam em torno da Via Láctea. Tem mais de 10 bilhões de anos, como a maioria dos outros aglomerados globulares, o que significa que se formou nas fases iniciais da formação galáctica. É cerca de 10 vezes menos massivo e 5 vezes mais extenso do que um aglomerado globular típico e encontra-se nos estágios finais da sua dissolução.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Universitat de Barcelona

Descoberta população de planetas interestelares

Foram descobertas evidências tentadoras de uma população misteriosa de planetas interestelares, planetas que podem viajar sozinhos pelo espaço profundo, não ligados a qualquer estrela hospedeira.

© NASA (ilustração de exoplaneta flutuante)

Os resultados incluem quatro novas descobertas que são consistentes com planetas de massas semelhantes à da Terra. O estudo, liderado por Iain McDonald da Universidade de Manchester, Reino Unido (agora da Open University), usou dados obtidos em 2016 durante a fase K2 da missão do telescópio espacial Kepler da NASA. 

Durante esta campanha de dois meses, o Kepler monitorou um campo lotado com milhões de estrelas perto do centro da Via Láctea a cada 30 minutos para encontrar eventos de microlentes gravitacionais. A equipe de estudo encontrou 27 sinais candidatos a microlente, de curta duração, que variaram em escalas de tempo uma hora e 10 dias. Muitos deles haviam sido vistos anteriormente em dados obtidos simultaneamente a partir do solo. 

No entanto, os quatro eventos mais curtos são novas descobertas que são consistentes com planetas de massas semelhantes à da Terra. Estes novos eventos não mostram um sinal mais longo que pode ser esperado de uma estrela hospedeira, sugerindo que podem ser planetas fugitivos. Estes planetas podem ter sido formados originalmente em torno de uma estrela progenitora antes de serem ejetados pelo atração gravitacional de outros planetas mais massivos no sistema.

Previstas por Albert Einstein há 85 anos atrás como consequência da sua Teoria da Relatividade Geral, as microlentes descrevem como a luz de uma estrela de fundo pode ser temporariamente ampliada pela presença de outras estrelas em primeiro plano. Isto produz uma pequena explosão de brilho que pode durar de horas a alguns dias. Aproximadamente uma em cada milhão de estrelas na nossa Galáxia é visivelmente afetada por microlentes a qualquer momento, mas espera-se que apenas uma pequena percentagem delas seja provocada por planetas.

O Kepler não foi projetado para encontrar planetas usando microlentes, nem para estudar os campos estelares extremamente densos do interior da Galáxia. Isto significa que tiveram que ser desenvolvidas novas técnicas de redução de dados para procurar sinais dentro do conjunto de dados do Kepler. Estes sinais são extremamente difíceis de encontrar. 

A confirmação da existência e natureza dos planetas fugitivos será um foco importante para as próximas missões, como o telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA, e possivelmente a missão Euclid da ESA, ambas otimizadas para procurar sinais de microlentes.

Os resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

O espetáculo começa com o CONCERTO

Um novo instrumento, um espectrômetro chamado CONCERTO, acaba de fazer as suas primeiras observações com sucesso: imagens de teste da Nebulosa Pata de Gato e da Nebulosa do Caranguejo.

© ESA (Nebulosa Pata de Gato)

O instrumento, instalado no APEX (Atacama Pathfinder Experiment), operado pelo ESO, ajudará os astrônomos a investigar a antiga e misteriosa época cósmica durante a qual se acenderam as primeiras estrelas. 

O objetivo principal do CONCERTO (CarbON CII line in post-rEionisation and ReionisaTiOn epoch) é o estudo do nascimento da primeira geração de estrelas. Para isso, o instrumento observará objetos cósmicos que se formaram entre 600 milhões e 1,2 bilhão de anos após o Big Bang. 

Esta era, conhecida por reionização cósmica, é ainda pouco compreendida apesar de ser crucial para a história do cosmos, já que marca a transição entre a "idade das trevas", um período muito obscuro da vida do Universo quando as estrelas ainda não se tinham formado, e o momento em que se formaram as galáxias mais longínquas que vemos hoje no Universo.

O CONCERTO irá também mapear aglomerados de galáxias distantes e regiões de formação estelar na Via Láctea. Sendo um instrumento capaz de mapear o céu nas frequências entre o infravermelho e o rádio, o CONCERTO irá coletar radiação emitida por átomos de carbono ionizados, um dos traçadores mais importantes da formação estelar nas idades cósmicas primordiais.

Os astrônomos usarão uma técnica de observação experimental inovadora chamada mapeamento de intensidades. O CONCERTO será o primeiro instrumento do mundo a fazer mapeamento de intensidades da radiação de carbono primordial num grande campo do céu. Os outros instrumentos montados no telescópio APEX se concentram ou em imagens ou em espectroscopia, mas não em ambas como o fará o CONCERTO. E em termos de imagem, com um diâmetro de cerca de 20 minutos de arco no céu, este instrumento é de longe, de todos os instrumentos já instalados no APEX, o que tem maior campo de visão. 

© ESA (Nebulosa do Caranguejo)

O CONCERTO substitui a câmara LABOCA (LArge APEX BOlometer CAmera), aumentando quatro vezes o tamanho do campo de visão. A primeira luz do CONCERTO marca o final do seu processo de instalação, que se iniciou com a entrega do instrumento no local do APEX no planalto do Chajnantor, no deserto chileno do Atacama, em finais de março de 2021.

Fonte: ESO

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