Supernovas escondidas em galáxias empoeiradas

Seria de pensar que as supernovas, a morte agonizante de estrelas massivas, das explosões mais brilhantes e poderosas do Universo, são difíceis de perder.

© NASA/JPL-Caltech (Arp 148)

A imagem mostra a galáxia Arp 148, captada pelos telescópios espaciais Spitzer e Hubble da NASA. Dados do Spitzer, especialmente processados, podem ser vistos dentro do círculo branco, revelando luz infravermelha de uma supernova escondida por poeira. 

No entanto, o número observado destas explosões, nas partes distantes do Universo, está muito aquém das previsões dos astrofísicos. Um novo estudo usando dados do recém-aposentado telescópio espacial Spitzer relata a detecção de cinco supernovas que, não detectadas no visível, nunca tinham sido vistas antes. O Spitzer explorou o Universo no infravermelho, que atravessa nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível, que as supernovas não obscurecidas irradiam com mais intensidade. 

Para procurar supernovas escondidas, os pesquisadores analisaram observações de 40 galáxias empoeiradas pelo Spitzer. Com base no número encontrado nestas galáxias, o estudo confirma que as supernovas realmente ocorrem com a frequência esperada. Esta expectativa é baseada na compreensão atual dos cientistas de como as estrelas evoluem. Estudos como este são necessários para melhorar esta compreensão, seja reforçando ou desafiando certos aspetos. 

A discrepância de supernovas, isto é, a consistência entre o número de supernovas previstas e o número observado por telescópios ópticos, não é um problema no Universo próximo. Aqui, as galáxias diminuíram o seu ritmo de formação estelar e geralmente têm menos poeira. Nas regiões mais distantes do Universo, porém, as galáxias parecem mais jovens, produzem estrelas em taxas mais altas e tendem a ter maiores quantidades de poeira. Esta poeira absorve e espalha a luz óptica e ultravioleta, impedindo-as de alcançar os telescópios.

A porcentagem de supernovas detectadas diminui conforme nos afastamos e regressamos às épocas cósmicas, onde as galáxias mais empoeiradas dominavam. A detecção de supernovas nestas grandes distâncias pode ser um desafio. Para realizar uma busca por supernovas escondidas em reinos galácticos mais sombrios, mas a distâncias menos extremas, os astrônomos selecionaram um conjunto local de 40 galáxias sufocadas por poeira, conhecidas como LIRGs e ULIRGs (Luminous e Ultra-Luminous InfraRed Galaxies). 

A poeira nas LIRGs e ULIRGs absorve luz óptica de objetos como supernovas, mas permite que a luz infravermelha destes mesmos objetos passe sem obstrução para ser detectada por telescópios como o Spitzer. 

As supernovas detetadas pelo Spitzer são conhecidas como "supernovas de colapso do núcleo", envolvendo estrelas gigantes com pelo menos oito vezes a massa do Sol. À medida que envelhecem e os seus núcleos se enchem de ferro, as grandes estrelas não conseguem mais produzir energia suficiente para suportar a sua própria gravidade e os seus núcleos colapsam, repentina e catastroficamente. As pressões e temperaturas intensas produzidas durante o rápido desmoronamento formam novos elementos químicos por meio da fusão nuclear. As estrelas em colapso acabam por ressaltar dos seus núcleos ultradensos, explodindo e espalhando estes elementos pelo espaço. As supernovas produzem elementos "pesados", como a maioria dos metais. Estes elementos são necessários para a construção de planetas rochosos, como a Terra, bem como para seres biológicos. No geral, as taxas de supernovas servem como uma verificação importante dos modelos de formação estelar e da criação de elementos pesados no Universo. 

Os telescópios de próxima geração, incluindo o Nancy Grace Roman Space Telescope e o James Webb Space Telescope da NASA, vão detectar luz infravermelha como o Spitzer.

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

Fonte: NASA

Coleção de estrelas gigantes vermelhas pulsantes

Usando observações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, os astrônomos identificaram uma coleção sem precedentes de estrelas gigantes vermelhas pulsantes por todo o céu.

© NASA/Chris Smith (ilustração de estrelas gigantes vermelhas)

Estas estrelas, cujos ritmos surgem de ondas sonoras internas, fornecem os acordes iniciais de uma exploração sinfônica da nossa vizinhança galáctica. O TESS caça principalmente mundos localizados além do nosso Sistema Solar, também conhecidos como exoplanetas.

Mas as suas medições sensíveis do brilho estelar tornam o TESS ideal para estudar oscilações estelares, uma área de pesquisa chamada asterosismologia. "O nosso resultado inicial, usando medições estelares ao longo dos primeiros anos do TESS, mostra que podemos determinar as massas e os tamanhos destas gigantes oscilantes com uma precisão que só vai melhorar à medida que o TESS avança," disse Marc Hon, associado do telescópio espacial Hubble na Universidade do Havaí em Honolulu. "O que é realmente aqui incomparável é que a ampla cobertura do TESS permite-nos fazer estas medições uniformemente em quase todo o céu." 

As ondas sonoras que viajam através de qualquer objeto, uma corda de violão, um tubo de órgão ou o interior da Terra e do Sol, podem refletir e interagir, reforçando algumas ondas e cancelando outras. Isto pode resultar num movimento ordenado chamado ondas estacionárias, que criam os tons nos instrumentos musicais.

Logo abaixo da superfície de estrelas como o Sol, o gás quente sobe, arrefece e depois desce, onde é aquecido novamente, como uma panela de água fervendo num fogão. Este movimento produz ondas de mudança de pressão, gerando ondas sonoras, que interagem, em última análise conduzindo oscilações estáveis com períodos de alguns minutos que produzem mudanças sutis de brilho.

Para o Sol, estas variações totalizam algumas partes por milhão. Estrelas gigantes com massas semelhantes à do Sol pulsam muito mais devagar e as alterações de brilho correspondentes podem ser centenas de vezes maiores.

As oscilações no Sol foram observadas pela primeira vez na década de 1960. As oscilações do tipo solar foram detectadas em milhares de estrelas pelo telescópio espacial francês CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits), que operou de 2006 a 2013. As missões Kepler e K2 da NASA, que estudaram o céu de 2009 a 2018, descobriram dezenas de milhares de gigantes oscilantes. Agora, o TESS aumenta este número em mais de 10 vezes.

São as diferenças físicas entre um violoncelo e um violino que produzem os seus sons distintos. Da mesma forma, as oscilações estelares dependem da estrutura interna, da massa e do tamanho de cada estrela. Isto significa que a asterosismologia pode ajudar a determinar propriedades fundamentais para um grande número de estrelas com precisões não alcançáveis de outra forma. 

Quando estrelas semelhantes em massa ao Sol evoluem para gigantes vermelhas, a penúltima fase das suas vidas estelares, as suas camadas externas expandem 10 vezes ou mais. Estes vastos invólucros gasosos pulsam com períodos mais longos e amplitudes maiores, o que significa que as suas oscilações podem ser observadas em estrelas mais fracas e mais numerosas. 

As imagens obtidas pelo TESS foram usadas para desenvolver curvas de luz (gráficos de mudança de brilho) para quase 24 milhões de estrelas ao longo de 27 dias, o tempo que o TESS olha fixamente para cada zona do céu. Para filtrar esta imensa acumulação de medições e identificação de gigantes pulsantes, foi usada aprendizagem de máquina, uma forma de inteligência artificial que treina computadores a tomar decisões com base em padrões gerais. Para treinar o sistema, a equipe usou curvas de luz do Kepler para mais de 150.000 estrelas, das quais cerca de 20.000 eram gigantes vermelhas oscilantes. Quando a rede neural terminou de processar todos os dados TESS, tinha identificado 158.505 gigantes pulsantes. 

Em seguida, a equipe determinou as distâncias para cada gigante usando dados da missão Gaia da ESA, e traçou as massas destas estrelas no céu. Estrelas mais massivas do que o Sol evoluem mais depressa, tornando-se gigantes em idades mais jovens. Uma previsão fundamental na astronomia galáctica é que estrelas mais jovens e de maior massa deveriam estar mais próximas do plano da Galáxia, que é marcado pela alta densidade de estrelas que criam a faixa brilhante da Via Láctea no céu noturno.

Um artigo que descreve as descobertas foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Modelo descreve estrela próxima que se assemelha ao Sol

Uma nova pesquisa liderada pela NASA fornece uma visão mais detalhada de uma estrela próxima que se parece com o nosso Sol na juventude.

© NASA (ilustração do aspecto do Sol há 4 bilhões de anos)

O trabalho permite que os cientistas entendam melhor como o nosso Sol pode ter sido quando era jovem e como pode ter moldado a atmosfera do nosso planeta e o desenvolvimento da vida na Terra. 

Com 4,65 bilhões de anos, o nosso Sol é uma estrela de meia-idade, localizada na Via Láctea, onde existem mais de 100 bilhões de estrelas. Uma em cada dez compartilha características com o nosso Sol, e muitas estão nos estágios iniciais de desenvolvimento.

A estrela Kappa 1 Ceti é uma tal análoga solar. A estrela está localizada a cerca de 30 anos-luz de distância e tem uma idade estimada em 600 a 750 milhões de anos, mais ou menos a mesma idade que o nosso Sol tinha quando a vida se desenvolveu na Terra, e também tem massa e temperatura superficial semelhantes ao nosso Sol. Todos estes fatores fazem de Kappa 1 Ceti uma "gêmea" do jovem Sol na época em que a vida surgiu na Terra e um importante alvo de estudo.

Um modelo solar existente foi adaptado para prever algumas das características mais importantes, embora difíceis de medir, de Kappa 1 Ceti. O modelo baseia-se na entrada de dados de uma variedade de missões espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o NICER da NASA e o XMM-Newton da ESA.

Nas estrelasliberam energia na forma de um vento estelar. Os ventos estelares, como as próprias estrelas, são compostos principalmente de um gás superaquecido conhecido como plasma, criado quando as partículas de um gás se dividem em íons carregados positivamente e elétrons carregados negativamente. O plasma mais energético, com a ajuda do campo magnético de uma estrela, pode disparar da parte mais externa e mais quente da atmosfera de uma estrela, a coroa, numa erupção, ou fluir de forma mais constante em direção aos planetas próximos como vento estelar.

Estrelas mais jovens tendem a gerar ventos estelares mais quentes e vigorosos e erupções de plasma mais poderosas do que as estrelas mais velhas. Estas explosões podem afetar a atmosfera e a química dos planetas próximos e, possivelmente, até catalisar o desenvolvimento de matéria orgânica nestes planetas. O vento estelar pode ter um impacto significativo nos planetas em qualquer fase da vida. Mas os ventos estelares fortes e altamente densos das estrelas jovens podem comprimir os escudos magnéticos de proteção dos planetas circundantes, tornando-os ainda mais susceptíveis aos efeitos das partículas carregadas.

Em comparação com agora, na sua infância, o nosso Sol provavelmente girava três vezes mais depressa, tinha um campo magnético mais forte e emitia partículas altamente energéticas e radiação mais intensa. Hoje em dia, o impacto destas partículas às vezes é visível perto dos polos do planeta como auroras, as boreais ou as austrais. 

Este alto nível de atividade no nosso jovem Sol pode ter empurrado para trás a magnetosfera protetora da Terra, e fornecido ao planeta, não perto o suficiente para ficar tostado como Vênus, nem distante o suficiente para ser negligenciado como Marte, a química atmosférica ideal para a formação de moléculas biológicas. Processos semelhantes podem estar em desenvolvimento em outros sistemas estelares por toda a nossa Galáxia e no Universo.

Embora os análogos solares possam ajudar a resolver um dos desafios de espreitar o passado do Sol, o tempo não é o único fator que complica o estudo do nosso jovem Sol. Também existe a distância. Temos instrumentos capazes de medir com precisão o vento solar. No entanto, ainda não é possível observar diretamente o vento estelar de outras estrelas na nossa Galáxia, como Kappa 1 Ceti, porque estão demasiado distantes. 

A equipe também está trabalhando em outro projeto, examinando mais de perto as partículas que podem ter surgido das primeiras erupções solares, bem como a química prebiótica na Terra. Os pesquisadores esperam mapear os ambientes de outras estrelas semelhantes ao Sol em vários estágios de vida. Especificamente, têm olhos postos na jovem estrela EK Dra, localizada a 111 anos-luz de distância e com apenas 100 milhões de anos, que provavelmente gira três vezes mais depressa e lança mais proeminências e plasma do que Kappa 1 Ceti. A documentação de como estas estrelas semelhantes de várias idades diferem umas das outras ajudará a caracterizar a trajetória típica da vida de uma estrela.

O estudo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: NASA

Primeiras medições da duração do dia nos exoplanetas de HR 8799

Astrônomos captaram as primeiras medições da rotação de HR 8799, o famoso sistema que fez história como o primeiro sistema exoplanetário a ser fotografado.

© Adam Makarenko (animação da rotação dos planetas HR 8799)

Descoberto em 2008 por dois observatórios no Havaí, o Observatório W. M. Keck e o Observatório Gemini, o sistema estelar HR 8799 está localizado a 129 anos-luz de distância e tem quatro planetas mais massivos que Júpiter, ou super-Júpiteres, os planetas HR 8799 b, c, d e e. 

Nenhum dos seus períodos de rotação tinha sido medido, até agora. A descoberta foi possível graças a um instrumento capaz de observar exoplanetas conhecidos e já fotografados com resoluções espectrais detalhadas o suficiente para permitir decifrar a velocidade com que os planetas giram. Usando o KPIC (Keck Planet Imager and Characterizer) de última geração no telescópio Keck II no topo do Maunakea, no Havaí, descobriu-se que as velocidades mínimas de rotação dos planetas HR 8799 d e e eram de 10,1 km/s e 15 km/s, respetivamente. Isto traduz-se numa duração que pode ser tão curta quanto três horas ou tão longa quanto 24 horas, como a Terra, dependendo das inclinações axiais dos planetas HR 8799, que atualmente são indeterminadas.

Para contextualizar, um dia em Júpiter dura quase 10 horas; a sua velocidade de rotação é de cerca de 12,7 km/s. Quanto à rotação dos outros dois planetas, a equipe foi capaz de restringir a rotação de HR 8799 c a um limite superior de menos de 14 km/s; a medição da rotação do planeta b foi inconclusiva. 

A rapidez com que um planeta gira dá uma ideia da sua história de formação. Criados a partir de gás e poeira levantados por uma estrela recém-nascida, os planetas recém-nascidos começam a girar mais depressa à medida que acumulam mais material e crescem, um processo chamado de acreção de núcleo. Pensa-se que os campos magnéticos planetários diminuem e limitam a sua velocidade de rotação. Depois do planeta totalmente formado terminar a sua acreção e arrefecer, volta a girar mais depressa.

O objetivo da equipe é encontrar uma ligação entre os períodos de rotação dos planetas HR 8799, os planetas gigantes no nosso próprio Sistema Solar, Júpiter e Saturno, e outros super-Júpiteres e anãs marrons conhecidas. 

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

Fonte: W. M. Keck Observatory

Porque é que esta estranha estrela metálica está saindo da Via Láctea?

A cerca de 2.000 anos-luz da Terra, há uma estrela catapultando-se em direção à orla da Via Láctea.

© Caltech/ZTF (par íntimo de anãs brancas)

Esta estrela em particular, conhecida como LP 40-365, faz parte de uma classe única de estrelas que se movem rapidamente, sendo fragmentos remanescentes de estrelas anãs brancas massivas, que sobreviveram em pedaços após uma explosão estelar gigantesca.

Esta estrela está se movendo a 3 milhões de quilômetros por hora, tão depressa que quase certamente está deixando a Via Láctea. Mas porque é que este objeto esta saindo da Via Láctea? Porque é um estilhaço de uma explosão passada, ou seja, um evento cósmico conhecido como supernova, que ainda está sendo impulsionado para a frente.

Os pesquisadores analisaram dados do telescópio espacial Hubble e do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que examina o céu e recolhe informações da luz de estrelas próximas e distantes. Ao observar vários tipos de dados de ambos os telescópios, foi descoberto que a estrela LP 40-365 não somente está sendo lançada para fora da Galáxia mas, com base nos padrões de brilho, também está girando ao sair, com período de 9 horas.

Todas as estrelas giram, até o nosso próprio Sol gira lentamente sob o seu eixo a cada 27 dias. Mas para um fragmento de estrela que sobreviveu a uma supernova, nove horas é considerado relativamente lento. As supernovas ocorrem quando uma anã branca fica demasiado massiva para se sustentar, eventualmente desencadeando uma detonação cósmica de energia.

A determinação da rotação de uma estrela como LP 40-365, após uma supernova, pode fornecer pistas sobre o sistema binário de onde é originária. É comum no Universo as estrelas formarem pares íntimos, incluindo anãs brancas, que são estrelas altamente densas que se formam no final da vida de uma estrela. Se uma anã branca fornecer muita massa a outra, a estrela receptora pode autodestruir-se, resultando numa supernova.

As supernovas são comuns e podem acontecer de muitas maneiras diferentes, mas geralmente são muito difíceis de observar. Isto dificulta a determinação de qual a estrela que implodiu e de qual a estrela que "despejou" demasiada massa na sua parceira. Com base no período de rotação relativamente lento de LP 40-365, é possível que seja um estilhaço da estrela que se autodestruiu após ter consumido demasiada massa da sua parceira, quando ainda se orbitavam uma à outra a grandes velocidades. Dado que as estrelas se orbitam uma à outra tão depressa e tão intimamente, a explosão atingiu-as ambas, e agora vemos apenas LP 40-365. 

Estrelas como LP 40-365 não são apenas algumas das estrelas mais rápidas conhecidas, mas também as estrelas mas ricas em metais já detectadas. Estrelas como o nosso Sol são compostas de hélio e hidrogênio, mas uma estrela que sobreviveu a uma supernova é composta principalmente de material metálico, porque notam-se subprodutos de violentas reações nucleares que ocorrem quando uma estrela explode, o que torna estilhaços estelares como este especialmente fascinantes de estudar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Boston University

Estrelas e poeira na Corona Australis

Nuvens de poeira cósmica cruzam um rico campo de estrelas nesta imagem telescópica perto da fronteira norte da Corona Australis, a Coroa Sul.

© Vikas Chander (nebulosas em Corona Australis)

A menos de 500 anos-luz de distância, as nuvens de poeira bloqueiam efetivamente a luz de estrelas de fundo mais distantes na Via Láctea. De cima para baixo, a imagem se estende por cerca de 2 graus ou mais de 15 anos-luz na distância estimada das nuvens.

No canto superior direito está um grupo de lindas nebulosas de reflexão catalogadas como NGC 6726, 6727, 6729 e IC 4812. Uma cor azul característica é produzida quando a luz das estrelas quentes é refletida pela poeira cósmica. A poeira também obscurece a visão de estrelas da região ainda em processo de formação. 

Logo acima das nebulosas de reflexão azuladas, a NGC 6729 menor envolve a jovem estrela variável R Coronae Australis. À sua direita estão arcos avermelhados e laços identificados como objetos Herbig Haro associados a estrelas energéticas recém-nascidas. 

O magnífico aglomerado de estrelas globular NGC 6723 está no canto inferior esquerdo do quadro. Embora o aglomerado NGC 6723 pareça fazer parte do grupo, suas estrelas antigas estão a cerca de 30.000 anos-luz de distância, muito além das estrelas jovens das nuvens de poeira na Corona Australis.

Fonte: NASA

Exoplaneta rochoso tem apenas metade da massa de Vênus

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, uma equipe de astrônomos obteve novos resultados sobre os planetas que orbitam uma estrela próxima, L 98-59, os quais se parecem com os planetas interiores do nosso Sistema Solar.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração do sistema planetário L 98-59)

Entre as descobertas, encontram-se: um planeta com metade da massa de Vênus (o exoplaneta mais leve já medido usando a técnica da velocidade radial), um mundo de oceanos e um possível planeta na zona habitável da estrela.

Estes resultados são um importante passo na busca de vida em planetas do tamanho da Terra fora do nosso Sistema Solar. A detecção de bioassinaturas em um exoplaneta depende muito da nossa capacidade de estudar a sua atmosfera, no entanto, os telescópios atuais não são suficientemente grandes para atingir a resolução necessária para que este tipo de estudo em pequenos planetas rochosos.

O recentemente estudado sistema planetário L 98-59 é um bom alvo para futuras observações de atmosferas de exoplanetas. Este sistema se encontra em órbita de uma estrela a apenas 35 anos-luz de distância da Terra e descobriram-se agora planetas rochosos, como a Terra ou Vênus, que estão suficientemente perto da estrela para se manterem quentes.

A equipe conseguiu inferir que três dos planetas podem conter água no seu interior ou na sua atmosfera. Os dois planetas mais próximos da estrela são provavelmente secos, mas podem conter pequenas quantidades de água. O terceiro planeta poderá ter até cerca de 30% da sua massa em água, parecendo por isso ser um mundo oceânico. Além disso, foram descobertos exoplanetas “escondidos”, os quais não tinham ainda sido detectados anteriormente neste sistema planetário. Foi descoberto um quarto planeta e suspeita-se ainda da presença de um quinto numa zona à distância certa da estrela para poder conter água líquida em sua superfície.

Este trabalho representa um imenso avanço técnico, já que os astrônomos conseguiram determinar, pelo método da velocidade radial, que o planeta mais interno do sistema tem apenas metade da massa de Vênus. Isso o torna o exoplaneta mais leve já medido com essa técnica, a qual consiste em calcular as pequenas oscilações sofridas pela estrela devido à minúscula atração gravitacional exercida pelos planetas que a orbitam.

A equipe utilizou o instrumento ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations) montado no VLT para estudar o sistema L 98-59. Os astrônomos já tinham descoberto, em 2019, três dos planetas do sistema L 98-59 com o auxílio do satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Este satélite utiliza o chamado método de trânsito — onde uma diminuição do brilho emitido pela estrela, que é causada por um planeta que passa em frente a ela, é usada para inferir as propriedades do planeta em questão — para encontrar exoplanetas e calcular os seus tamanhos. No entanto, foi apenas adicionando medições de velocidade radial obtidas pelo ESPRESSO e pelo seu percursor, o instrumento HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), que foi possível encontrar mais planetas neste sistema e medir as massas e os raios dos três primeiros.

A equipe espera continuar estudando este sistema com o futuro telescópio espacial James Webb. Também o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama e que se espera que comece a observar em 2027, será ideal para o estudo destes planetas.

Esta pesquisa foi descrita em um artigo intitulado “A warm terrestrial planet with half the mass of Venus transiting a nearby star” publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Descoberta erupção de raios gama mais curta abastecida por supernova

Os astrônomos descobriram o GRB (Gamma-Ray Burst) mais curto provocado pela implosão de uma estrela massiva.

© M. Zamani (estrela em colapso produzindo dois jatos GRB curtos)

Usando o Observatório Gemini, um programa do NOIRLab, os astrônomos identificaram a causa deste surto de raios gama de 0,6 segundos como uma explosão de supernova numa galáxia distante. Os GRBs provocados por supernovas têm geralmente mais do dobro da duração, o que sugere que alguns GRBs curtos podem ser produzidos por supernovas.

Os GRBs estão entre os eventos mais brilhantes e energéticos do Universo. Os GRBssão divididos em duas grandes categorias com base na sua duração. Os GRBs curtos ganham vida em menos de dois segundos e pensa-se que sejam provocados pela fusão de estrelas de nêutrons binárias. Os GRBs longos têm sido associados a explosões de supernova provocadas pela implosão de estrelas massivas.

Este e alguns outros GRBs associados a supernovas estão parecendo curtos porque os jatos de raios gama que emergem dos polos da estrela em colapso não são fortes o suficiente para escapar completamente da estrela, e que outras estrelas colapsantes têm jatos tão fracos que nem produzem GRBs. 

Esta descoberta também pode ajudar a explicar um mistério astronômico. Os GRBs longos estão associados a um tipo específico de supernova, de Tipo Ic-BL. No entanto, os astrônomos observam muitas mais destas supernovas do que GRBs longos. Esta descoberta do GRB mais curto associado a uma supernova sugere que alguns destes GRBs desencadeados por uma supernova estão se mascararando como GRBs curtos que se pensa serem criados pelas fusões de estrelas de nêutrons e, portanto, não estão sendo contados como do tipo supernova.

A equipe foi capaz de determinar que este GRB, identificado como GRB 200826A, teve origem numa explosão de supernova graças às capacidades do instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) do Gemini North no Havaí. Os pesquisadores usaram o Gemini North para obter imagens da galáxia hospedeira do GRB por uma rede de observatórios que incluía o telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA. 

As observações do Gemini permitiram detetar o aumento revelador de energia que assinala uma explosão, apesar da localização da explosão numa galáxia a 6,6 bilhões de anos-luz de distância. 

Este resultado mostra que classificar GRBs com base apenas na sua duração pode não ser a melhor abordagem, e que são necessárias observações adicionais para determinar a causa de um GRB. 

A instrumentação dedicada, a ser implementada na próxima década, manterá a liderança do Gemini no acompanhamento destes eventos cósmicos inspiradores.

Fonte: Gemini Observatory

Retrato de uma galáxia girando

A galáxia espiral IC 1954 ocupa o centro do palco nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (IC 1954)

A galáxia, que fica a aproximadamente 45 milhões de anos-luz da Terra na constelação Horologium (O Relógio), possui uma barra central brilhante e braços espirais preguiçosamente sinuosos entremeados com nuvens escuras de poeira.

Este retrato de IC 1954 foi captado com a Wide Field Camera 3 do Hubble que observou grupos de estrelas jovens em galáxias próximas em comprimentos de onda no ultravioleta e no visível enquanto o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma rede de radiotelescópios baseados em terra, coletou dados sobre discos formadores de estrelas e nuvens de gás frio.

A combinação dos dois conjuntos de observações permitiu aos astrônomos juntar os pontos e entender as conexões entre as estrelas jovens e as nuvens de gás frio que as originam. Estas observações também estabelecem as bases para observações futuras com o próximo telescópio espacial James Webb, que examinará galáxias próximas e observará as primeiras fases da formação estelar.

Fonte: ESA

Primeira detecção de luz por trás de um buraco negro

Observando raios X lançados para o Universo por buracos negros supermassivos no centro de uma galáxia a 800 milhões de anos-luz de distância, o astrofísico Dan Wilkins, da Universidade de Stanford, percebeu um padrão intrigante.

© Dan Wilkins (ilustração da emissão de raios X num buraco negro)

Ele observou uma série de clarões de raios X, e então os telescópios registaram algo inesperado: flashes adicionais de raios X que eram menores, posteriores e de "cores" diferentes dos surtos brilhantes. Segundo a teoria, estes ecos luminosos eram consistentes com os raios X refletidos por trás do buraco negro, mas até mesmo uma compreensão básica dos buracos negros nos diz que este é um lugar estranho para a luz daí surgir.

"Qualquer luz que entra naquele buraco negro não sai, de modo que não devemos ser capazes de ver nada que esteja por trás do buraco negro," disse Wilkins, que é pesquisador no Instituto Kavli para Astrofísica de Partículas e Cosmologia em Stanford e no Laboratório Nacional do Acelerador SLAC. 

É outra característica estranha do buraco negro, que torna esta observação possível. A razão pela qual é possível ver isto é porque aquele buraco negro está distorcendo o espaço, curvando a luz e torcendo os campos magnéticos em torno deles próprios.

A estranha descoberta é a primeira observação direta da luz por trás de um buraco negro - um cenário que foi previsto pela teoria da relatividade geral de Einstein, mas nunca confirmado, até agora.

Há cinquenta anos, quando os astrofísicos começaram a especular sobre como o campo magnético poderia comportar-se perto de um buraco negro, não tinham ideia de que um dia poderíamos ter as técnicas para observar isto diretamente e ver a teoria da relatividade geral de Einstein em ação. 

A motivação original por trás desta pesquisa era a de aprender mais sobre uma característica misteriosa de certos buracos negros chamada coroa. O material que cai num buraco negro supermassivo alimenta as fontes de luz contínuas mais brilhantes do Universo e, ao fazê-lo, forma uma coroa em torno do buraco negro. Esta luz (raios X) pode ser analisada para mapear e caracterizar um buraco negro.

A principal teoria do que é uma coroa começa com o gás deslizando para o buraco negro, onde é superaquecido a milhões de graus. A esta temperatura, os elétrons separam-se dos átomos, criando um plasma magnetizado. Preso na poderosa rotação do buraco negro, o campo magnético arqueia-se tão alto acima do buraco negro, e gira tanto sobre si próprio, que eventualmente quebra-se completamente, uma situação tão reminiscente do que acontece ao redor do nosso próprio Sol.

A missão de caracterizar e compreender as coroas continua e vai exigir mais observações. No futuro, as coroas serão exploradas através do observatório de raios X Athena (Advanced Telescope for High-ENergy Astrophysics) da ESA.

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Stanford University

Evidências de vapor de água na lua Ganimedes

Os astrônomos usaram conjuntos de dados de arquivo do telescópio espacial Hubble para revelar as primeiras evidências de vapor de água na atmosfera da lua de Júpiter, Ganimedes, o resultado do escape térmico de vapor de água da superfície gelada da lua.

© Juno (Ganimedes)

A lua Ganimedes, é a maior do planeta Júpiter e o nono maior objeto do Sistema Solar. Pode conter mais água do que todos os oceanos da Terra, mas as temperaturas lá são tão frias que a água à superfície congela e o oceano fica a cerca de 160 quilômetros abaixo da crosta. No entanto, onde há água pode haver vida como a conhecemos. Identificar água líquida em outros mundos é crucial na busca por planetas habitáveis além da Terra. E agora, pela primeira vez, foram encontradas evidências de uma atmosfera de água sublimada na lua gelada Ganimedes. 

Em 1998, o instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble tirou as primeiras fotos ultravioleta (UV) de Ganimedes, que revelaram um padrão particular nas emissões observadas da atmosfera da lua. Ganimedes exibe bandas aurorais que são um tanto ou quanto semelhantes às observadas na Terra e em outros planetas com campos magnéticos. 

Estas imagens foram evidências ilustrativas de que Ganimedes tem um campo magnético permanente. As semelhanças entre as duas observações ultravioleta foram explicadas pela presença do oxigênio molecular, O2. As diferenças eram explicadas à época pela presença de oxigênio atômico, O, que produz um sinal que afeta uma cor UV mais do que outra. 

Como parte de um grande programa de observação para apoiar a missão Juno da NASA em 2018, Lorenz Roth, do Instituto Real de Tecnologia, em Estocolmo, Suécia, liderou uma equipe que se propôs a capturar espectros UV de Ganimedes com o COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble a fim de medir a quantidade de oxigênio atômico. Realizaram uma análise combinada de novos espectros obtidos em 2018 com o COS e imagens de arquivo do instrumento STIS de 1998 e 2010. Para sua surpresa, e em contraste com as interpretações originais dos dados de 1998, descobriram que quase não havia oxigênio atômico na atmosfera de Ganimedes. Isto significa que deve haver outra explicação para as diferenças aparentes entre as imagens UV das auroras.

A explicação foi então descoberta na distribuição relativa das auroras nas duas imagens. A temperatura da superfície de Ganimedes varia fortemente ao longo do dia e, por volta do meio-dia, perto do equador, pode tornar-se suficientemente quente para que a superfície gelada libere algumas pequenas quantidades de moléculas de água. Realmente, as diferenças percebidas entre as imagens UV estão diretamente correlacionadas com o local onde a água seria esperada na atmosfera da lua.

Esta descoberta acrescenta antecipação à próxima missão JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) da ESA, a primeira grande missão do programa Cosmic Vision da ESA. Com lançamento planejado para 2022 e chegada a Júpiter em 2029, passará pelo menos três anos fazendo observações detalhadas de Júpiter e de três das suas maiores luas, com ênfase particular em Ganimedes como corpo planetário e potencial mundo habitável.

Ganimedes foi identificado para investigação mais detalhada porque fornece um laboratório natural para a análise da natureza, evolução e potencial habitabilidade de mundos gelados em geral e devido ao papel que desempenha dentro do sistema de satélites galileanos e às suas interações magnéticas e de plasma com Júpiter e o seu ambiente.

Compreender o sistema joviano e desvendar a sua história, desde a sua origem até ao possível aparecimento de ambientes habitáveis, vai proporcionar-nos uma melhor compreensão de como os planetas gigantes e os seus satélites se formam e evoluem. Além disso, espera-se que sejam encontradas novas informações sobre o potencial para o aparecimento de vida em sistemas exoplanetários semelhantes a Júpiter.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: ESA

Encontrada nuvem de gás gigante que escapou de galáxia

Uma nuvem de gás foi descoberta em 2017 pela emissão em vermelho escuro de seu hidrogênio ionizado, localizado no aglomerado de Leo (Abell 1367) a cerca de 330 milhões de anos-luz de distância.

© ESA/XMM-Newton (nuvem em Abell 1367)

A nuvem órfã é a parte em forma de guarda-chuva azul desta imagem, que é codificada por cores para mostrar a parte de raios X da nuvem em azul e o gás hidrogênio ionizado em vermelho. A luz visível é mostrada em branco.

Dez bilhões de sóis de gás estão pairando no espaço na forma de uma nuvem com quase 6 milhões de anos-luz de diâmetro, sendo maior do que a Via Láctea, e provavelmente foi arrancada da galáxia que outrora residia.

Quando uma galáxia cai em um aglomerado, ela não passa por um vácuo vazio. O gás quente preenche o espaço entre as galáxias do aglomerado e empurra de volta contra a galáxia, como o vento que você sente quando anda de bicicleta.

Os astrônomos já viram gás fluindo atrás das galáxias desta maneira antes, apelidando-as de "água-viva" por sua aparência. Mesmo desprovida de seu reservatório de formação de estrelas, a galáxia continuará navegando através do aglomerado, suas estrelas e matéria escura aderindo a ele. As estrelas envelhecerão se tornando mais vermelhas, e nenhuma nova estrela as substituirá. 

O gás da nuvem deve se misturar ao meio ambiente mais quente e esparso ao longo do tempo, evaporando completamente em 30 milhões de anos. Com base em observações espectroscópicas dos movimentos dentro da nuvem e na falta de uma galáxia progenitora, os pesquisadores estimam que ela tenha meio bilhão de anos. 

Para ajudar em sua sobrevivência, a equipe sugere que um campo magnético pode interceptar o gás. Um campo de 6 microgauss seria suficiente para manter a nuvem unida, ou seja, cerca de 100.000 vezes mais fraco do que o campo magnético da Terra, mas quase a mesma força que o campo no gás interestelar que cerca o Sol. 

Embora os astrônomos tenham visto outras nuvens solitárias no aglomerado de Virgem mais próximo, nenhuma delas emite raios X como esta. Os raios X indicam que também há gás muito quente, além do hidrogênio ionizado meramente quente. 

Por que esta nuvem sobreviveu quando outras parecidas presumivelmente não sobreviveram? A origem da nuvem por meio da remoção parece a melhor explicação, mas também levanta muitas questões interessantes. A obtenção de mais informações sobre o gás mais frio na nuvem será a chave para desvendar seus mistérios, observações que a equipe está trabalhando agora para adquirir.

A descoberta foi relatada no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Sky & Telescope

Elefante, Morcego e Lula

As extensas nebulosas de emissão IC 1396 e Sh2-129 misturam gás interestelar brilhante e nuvens de poeira escura neste amplo campo de visão de 10 graus em direção à constelação norte de Cefeu.

© Patrick Hsieh (IC 1396, Sh2-129 e Ou4)

Energizado por sua estrela central azulada IC 1396 (esquerda) tem centenas de anos-luz de diâmetro e cerca de 3.000 anos-luz de distância. As formas escuras intrigantes da nebulosa incluem uma nuvem escura sinuosa popularmente conhecida como Tromba do Elefante abaixo e à direita do centro. Com dezenas de anos-luz de comprimento, ela contém a matéria-prima para a formação de estrelas e é conhecida por esconder protoestrelas em seu interior.

Localizado a uma distância semelhante do planeta Terra, os nós brilhantes e as cristas de emissão de Sh2-129 à direita sugerem seu nome popular, Nebulosa do Morcego Voador. Dentro desta nebulosa, a adição mais recentemente reconhecida a este zoológico cósmico real é a fraca emissão azulada de Ou4, a Nebulosa da Lula Gigante.

Fonte: NASA