Curiosidade cosmológica

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra a galáxia espiral Mrk 1337, que está a cerca de 120 milhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Virgem.

© Hubble (Mrk 1337)

A Wide Field Camera 3 do Hubble captou a galáxia Mrk 1337 em uma ampla faixa de comprimentos de onda ultravioleta, visível e infravermelho, produzindo esta imagem ricamente detalhada. 

A Mrk 1337 é uma galáxia espiral fracamente barrada, ou seja, significa que os braços espirais irradiam de uma barra central de gás e estrelas. As barras ocorrem em cerca de metade das galáxias espirais, incluindo nossa própria galáxia, a Via Láctea. 

Estas observações fazem parte de uma campanha para melhorar nosso conhecimento de quão rápido o Universo está se expandindo. Eles foram propostos por Adam Riess, que recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2011 por suas contribuições para a descoberta da expansão acelerada do Universo, ao lado de Saul Perlmutter e Brian Schmidt. 

Fonte: ESA

Apanhadas numa espiral

Esta imagem mostra, em cima à esquerda, um par de galáxias em espiral sobrepostas, NGC 3314a e NGC 3314b, captadas pelo VLT Survey Telescope (VST) do ESO numa majestosa dança cósmica.

© VST (NGC 3314a e NGC 3314b)

Mas não deixe que a perspectiva o/a engane! Estes objetos não se encontram em interação. 

As duas galáxias, situadas a uma distância entre 117 e 140 milhões de anos-luz na constelação da Hidra, não se encontram de modo algum fisicamente relacionadas e apenas parecem sobrepôr-se quando são observadas a partir da Terra. 

Este alinhamento bastante único dá-nos a oportunidade de medir muitas propriedades das galáxias, como por exemplo como é que a poeira absorve a radiação estelar e, consequentemente, aprendermos mais sobre a sua composição e evolução.

Há ainda outro segredo escondido nesta imagem que podemos ver se olharmos com atenção para a região inferior direita: para lá desta dança cósmica podemos ver também uma tênue mancha amarelada, a assinatura de uma galáxia ultra-difusa (UDG, sigla do inglês). 

As galáxias ultra-difusas são objetos tão grandes como a Via Láctea, mas com 100 a 1.000 vezes menos estrelas. Consequentemente, estas galáxias são extremamente tênues e falta-lhes gás para formar estrelas, o que faz com que nos apareçam como pequenas manchas no céu noturno.

Esta galáxia, chamada UDG 32, trata-se de uma das galáxias mais tênues e menos densas do aglomerado de Hydra I. Esta imagem foi obtida no âmbito de um projeto muito maior, o rastreio VEGAS (VST Early-type Galaxy Survey), cujo objetivo é investigar estruturas muito tênues em aglomerados de galáxias, enormes grupos de galáxias ligadas entre si pela gravidade. 

O estudo, liderado por Enrichetta Iodice do Istituto Nazionale di Astrofisica em Itália, sugere que a UDG 32 pode ter-se formado a partir de filamentos provenientes da NGC 3314a, no entanto são necessárias mais observações para confirmar esta hipótese.

Fonte: ESO

Uma forma estranha no centro de Andrômeda

Quando duas galáxias colidem, os buracos negros supermassivos nos seus núcleos liberam um devastador "recuo" gravitacional, semelhante ao de uma arma quando disparada.

© NASA/WISE (galáxia de Andrômeda)

Um novo estudo sugere que este recuo pode ser tão poderoso que pode lançar milhões de estrelas para órbitas instáveis. A pesquisa ajuda a resolver um mistério de décadas em torno de um aglomerado estelar com uma forma estranha no núcleo da galáxia de Andrômeda.

Também pode ajudar os pesquisadores a melhor entender o processo de como as galáxias crescem alimentando-se umas das outras. Quando os cientistas olharam pela primeira vez para Andrômeda, esperavam ver um buraco negro supermassivo rodeado por um aglomerado de estrelas relativamente simétrico. Ao invés, encontraram esta massa enorme e alongada.

Na década de 1970, os cientistas lançaram balões para o alto da atmosfera da Terra a fim de observar Andrômeda no ultravioleta, a grande galáxia mais próxima da Via Láctea. O telescópio espacial Hubble avançou estas observações iniciais na década de 1990 e forneceu uma descoberta surpreendente: tal como a nossa própria Galáxia, Andrômeda tem a forma de uma espiral gigante. 

Mas a área rica em estrelas, perto do centro desta galáxia espiral, não tem o aspeto que devia ter, as órbitas destas estrelas assumem uma estranha forma oval, como se alguém as tivesse esticado. Os cientistas chamam ao padrão "disco nuclear excêntrico". 

No novo estudo, a equipe usou simulações de computador para rastrear o que acontece quando dois buracos negros supermassivos colidem; Andrômeda provavelmente foi formada durante uma fusão semelhante há bilhões de anos. Com base nos cálculos, a força gerada por tal fusão poderia curvar e puxar as órbitas das estrelas perto de um centro galáctico, criando aquele padrão alongado e revelador.

© JILA/S. Burrows (órbita de estrelas em torno de buraco negro supermassivo)

Gráfico que mostra a órbita de estrelas em torno de um buraco negro supermassivo antes (esquerda) e depois (direita) de um "recuo" gravitacional.

Quando as galáxias se fundem, os seus buracos negros supermassivos juntam-se e eventualmente tornam-se num único buraco negro. A descoberta ajuda a revelar algumas das forças que podem estar impulsionando a diversidade de dois trilhões de galáxias no Universo atual. As fusões podem desempenhar um papel importante na formação destas massas de estrelas: quando as galáxias colidem, os buracos negros nos centros podem começar a girar uns em torno dos outros, movendo-se cada vez mais rápido até que finalmente chocam. No processo, liberam enormes pulsos de "ondas gravitacionais", ou ondulações literais na estrutura do espaço e do tempo. Estas ondas gravitacionais transportam momento para longe do buraco negro remanescente e obtemos um recuo. 

Os pesquisadores queriam saber o que tal recuo poderia fazer às estrelas até 1 parsec, cerca de 3,26 anos-luz, do centro de uma galáxia. Andrômeda, que pode ser vista da Terra a olho nu, estende-se por dezenas de milhares de parsecs de ponta a ponta.

Na simulação foram construídos modelos de centros galácticos falsos contendo centenas de estrelas, efetuando o recuo das ondas gravitacionais provenientes da formação do novo buraco negro. As ondas gravitacionais produzidas por este tipo de colisão desastrosa não afetam as estrelas de uma galáxia diretamente. Mas o recuo impulsiona o buraco negro supermassivo remanescente através do espaço com velocidades que podem chegar a milhões de quilômetros por hora, mesmo para um corpo com uma massa milhões ou bilhões de vezes a massa do nosso Sol.

Um buraco negro que se move com tal velocidade pode efetivamente escapar da galáxia onde vive. No entanto, quando os buracos negros não escapam, descobriu-se que podem puxar as órbitas das estrelas nas proximidades, fazendo com que sejam esticadas.

Os cientistas realçaram que esta descoberta também podem ajudar a entender os acontecimentos incomuns em torno de outros objetos no Universo, como planetas em órbita de estrelas de nêutrons.

A pesquisa foi publicada no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Colorado

A complexa nebulosa N44

A N44 é uma nebulosa complexa cheia de gás hidrogênio brilhante, faixas escuras de poeira, estrelas massivas e muitas populações de estrelas de diferentes idades.

© Hubble (N44)

Uma de suas características mais distintas, no entanto, é a lacuna escura e estrelada chamada de “superbolha”, visível nesta imagem do telescópio espacial Hubble na região central superior. O buraco tem cerca de 250 anos-luz de largura e sua presença ainda é um mistério. 

Os ventos estelares expelidos por estrelas massivas no interior da bolha podem ter afastado o gás, mas isso é inconsistente com as velocidades do vento medidas na bolha. Outra possibilidade, uma vez que a nebulosa está cheia de estrelas massivas que expirariam em explosões titânicas, é que as camadas em expansão de velhas supernovas esculpiram a caverna cósmica. 

Os astrônomos encontraram um remanescente de supernova nas proximidades da superbolha e identificaram uma diferença de idade de aproximadamente 5 milhões de anos entre as estrelas dentro e na borda da superbolha, indicando múltiplos eventos de formação estelar de reação em cadeia. A área de um azul profundo em cerca de 75° em torno da superbolha é uma das regiões mais quentes da nebulosa e a área de formação estelar mais intensa. 

A N44 é uma nebulosa de emissão, o que significa que seu gás foi ionizado pela radiação de estrelas próximas. À medida que o gás ionizado começa a esfriar de seu estado de alta energia para um estado de baixa energia, ele emite energia na forma de luz, fazendo com que a nebulosa brilhe. Localizada na Grande Nuvem de Magalhães, a N44 se estende por cerca de 1.000 anos-luz e está a cerca de 170.000 anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

Um antigo mistério da astrofísica: o que está extinguindo as galáxias?

Astrônomos que examinavam o Universo próximo com a ajuda do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) acabaram de concluir o maior levantamento de alta resolução do combustível da formação estelar já realizado em aglomerado de galáxias.

© ALMA/Hubble (NGC 4567 e NGC 4568)

Nesta imagem as galáxias NGC 4567 e NGC 4568 são duas das milhares de galáxias do Aglomerado de Virgem, localizadas a cerca de 65 milhões de anos-luz da Terra. Observadas pelo levantamento VERTICO (Virgo Environment Traced in Carbon Monoxide), as duas galáxias estão entre aquelas no aglomerado de galáxias impactadas por processos físicos extremos que podem levar à morte das galáxias. As galáxias são vistas aqui numa composição no rádio pelo ALMA, com gás molecular em vermelho/laranja, e dados ópticos do telescópio espacial Hubble com estrelas em branco/azul.

O levantamento VERTICO teve como objetivo melhor entender a formação estelar e a função das galáxias no Universo. O que ele revela melhor são quais os processos físicos que afetam o gás molecular e como ditam a vida e a morte da galáxia.

As galáxias são grandes coleções de estrelas e os seus nascimentos, vidas e mortes são influenciados pelo local onde vivem no Universo e pelo modo como interagem com os seus arredores. Os aglomerados de galáxias são alguns dos ambientes mais extremos do Universo, tornando-os de particular interesse para os cientistas que estudam a evolução das galáxias. 

Lar de milhares de galáxias, o Aglomerado de Virgem é o aglomerado massivo de galáxias mais próximo do Grupo Local, onde a Via Láctea reside. O tamanho extremo e a proximidade tornam adequado para a observação. 

O projeto VERTICO observou os reservatórios de gás de 51 galáxias no Aglomerado de Virgem em alta resolução, revelando um ambiente tão extremo e inóspito que pode impedir que galáxias inteiras formem estrelas num processo conhecido como extinção galáctica. 

O Aglomerado de Virgem é a região mais extrema do Universo local, repleta de plasma com um milhão de graus, velocidades galácticas extremas, interações violentas entre galáxias e os seus arredores. 

O projeto VERTICO revelou como a remoção de gás pode prejudicar, ou desligar, um dos processos físicos mais importantes do Universo: a formação estelar. A remoção de gás é um dos mecanismos externos mais espetaculares e violentos que pode interromper a formação estelar nas galáxias. A remoção de gás ocorre quando as galáxias se movem tão depressa através do plasma quente no aglomerado que vastas quantidades de gás molecular frio são removidas da galáxia. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Supplement Series.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Sinais de água são detectados numa galáxia muito distante

De acordo com novas observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), foi detectada água na galáxia mais massiva do Universo primitivo.

© NRAO (poeira e linhas moleculares em galáxias)

Os cientistas que estudavam SPT0311-58 descobriram água, juntamente com monóxido de carbono na galáxia, que está localizada a cerca de 12,88 bilhões de anos-luz da Terra. 

A detecção destas duas moléculas em abundância sugere que o Universo molecular já era "forte" pouco depois dos elementos terem sido forjados nas estrelas primitivas. A nova pesquisa compreende o estudo mais detalhado, até ao momento, do conteúdo de gás molecular de uma galáxia no início do Universo, situada na época da Reionização, e a detecção mais distante de água numa galáxia normal com formação estelar. Esta época situa-se num momento em que o Universo tinha apenas 780 milhões de anos, cerca de 5% da sua idade atual, e em que as primeiras estrelas e galáxias estavam nascendo.

Os cientistas pensam que as duas galáxias podem estar se fundindo e que a sua intensa formação estelar não só consome gás, o combustível da formação estelar, mas que também poderá eventualmente evoluir o par para galáxias elípticas massivas como aquelas vistas no Universo Local. 

A água, em particular, é a terceira molécula mais abundante no Universo depois do hidrogênio molecular e do monóxido de carbono. Estudos anteriores de galáxias no Universo local e no Universo primitivo correlacionaram a emissão de água e a emissão infravermelha da poeira. A poeira absorve a radiação ultravioleta das estrelas na galáxia e reemite-a na forma de fótons infravermelhos. Isto excita ainda mais as moléculas de água, dando origem à emissão de água que os cientistas conseguem observar.

Esta correlação podia ser usada para desenvolver a água como um rastreador da formação estelar, que podia então ser aplicado às galáxias numa escala cosmológica. O estudo das primeiras galáxias formadas no Universo ajuda os cientistas a entender melhor o nascimento, crescimento e evolução do Universo e de tudo nele, incluindo o Sistema Solar e a Terra.

As primeiras galáxias estão formando estrelas a um ritmo milhares de vezes maior do que o da Via Láctea. O estudo do conteúdo de gás e poeira destas primeiras galáxias informa sobre as suas propriedades, como quantas estrelas estão sendo formadas, o ritmo em que o gás é convertido em estrelas, como as galáxias interagem umas com as outras e com o meio interestelar.

Este estudo não só fornece respostas sobre onde e a que distância a água pode existir no Universo, mas também deu origem a uma grande questão: como é que tanto gás e poeira se juntaram para formar estrelas e galáxias tão cedo no Universo? A resposta requer um estudo mais aprofundado destas e de outras galáxias formadoras de estrelas semelhantes a fim de obter uma melhor compreensão da formação e evolução estrutural do Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A detecção mais distante de flúor em galáxia

Uma nova descoberta está desvendando como o flúor se forma no Universo.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da galáxia NGP-190387)

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos detectou este elemento numa galáxia que está tão longe que a sua luz demora mais de 12 bilhões de anos para chegar até nós. Esta é a primeira vez que se descobre flúor em uma galáxia com formação estelar tão distante.

Astrônomos descobriram flúor (sob a forma de fluoreto de hidrogênio) nas enormes nuvens de gás da galáxia distante NGP-190387, a qual é observada quando o Universo tinha apenas 1,4 bilhão de anos de idade, ou seja, cerca de 10% da sua idade atual. 

Uma vez que as estrelas expelem os elementos que formam nos seus núcleos quando chegam ao fim das suas vidas, esta detecção implica que as estrelas que formaram o flúor devem ter vivido e morrido muito rapidamente. 

A equipe pensa que estrelas do tipo Wolf-Rayet, estrelas muito massivas com um tempo de vida de apenas alguns milhões de anos, são os locais mais prováveis de produção de flúor. Estas estrelas podem ser necessárias para explicar a descoberta das enormes quantidades de fluoreto de hidrogênio. As estrelas Wolf-Rayet tinham já sido sugeridas anteriormente como possíveis fontes de flúor cósmico, no entanto, até agora, os astrônomos não sabiam o quão importantes elas eram na produção deste elemento no Universo primordial.

Além destas estrelas, surgiram igualmente no passado outros cenários para explicar como é que o flúor é produzido e expelido, como por exemplo as pulsações de estrelas gigantes evoluídas com massas que vão até algumas vezes a do nosso Sol, as chamadas estrelas do ramo das assintóticas gigantes. No entanto, a equipe acredita que estes cenários, alguns dos quais com uma duração de bilhões de anos, podem não explicar completamente a quantidade de flúor que vemos na NGP-190387. Esta galáxia precisou de apenas algumas dezenas ou centenas de milhões de anos para ter níveis de flúor comparáveis aos encontrados em estrelas na Via Láctea, que tem 13,5 bilhões de anos de idade. Este é um resultado completamente inesperado. 

Esta descoberta na NGP-190387 marca uma das primeiras detecções de flúor fora da Via Láctea e galáxias vizinhas. Os astrônomos tinham já detectado anteriormente este elemento em quasares distantes, objetos brilhantes alimentados por buracos negros supermassivos situados no centro de algumas galáxias. No entanto, e até agora, nunca tinha sido observado flúor numa galáxia com formação estelar, tão cedo na história do Universo.

A detecção do flúor pela equipe foi uma descoberta casual e que foi possível graças ao uso de observatórios colocados no solo e no espaço. A NGP-190387, descoberta originalmente pelo observatório espacial Herschel da Agência Espacial Europeia (ESA) e observada mais tarde com o ALMA, no Chile, é extraordinariamente brilhante para a distância em que está.

Os dados ALMA confirmaram que a luminosidade excepcional da NGP-190387 é em parte causada por outra galáxia massiva conhecida, localizada entre a NGP-190387 e a Terra, muito próximo da nossa linha de visada. O ALMA é sensível à radiação emitida pelo gás interestelar frio e pela poeira.

Esta galáxia massiva amplificou a luz observada, permitindo a identificação da fraca radiação emitida há bilhões de anos pelo flúor da NGP-190387. Estudos futuros da NGP-190387 com o Extremely Large Telescope (ELT) poderão revelar mais segredos sobre esta galáxia.

O ALMA é sensível à radiação emitida pelo gás interestelar frio e pela poeira. Com o ELT será possível observar a NGP-190387 através da luz direta das estrelas, o que fornecerá informação crucial sobre o conteúdo estelar desta galáxia. 

Esta pesquisa foi publicada na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

União de telescópios para revelar o buraco negro da Via Láctea

A campanha de observação da colaboração EHT (Event Horizon Telescope) contará em breve com mais um instrumento, o telescópio espacial James Webb.

© STScI (enorme vórtice de gás próximo do buraco negro da Via Láctea)

A imagem mostra um enorme vórtice rodopiante de gás quente que brilha no infravermelho, assinalando a localização aproximada do buraco negro supermassivo no núcleo da Via Láctea. Na composição mostrada aqui, as cores representam diferentes comprimentos de onda de luz. As observações no infravermelho próximo efetuadas pelo telescópio espacial Hubble são mostradas em amarelo, revelando centenas de milhares de estrelas, berçários estelares e gás aquecido. As observações infravermelhas mais profundas do telescópio espacial Spitzer da NASA são vistas em vermelho, revelando ainda mais estrelas e nuvens de gás. A luz detectada pelo observatório de raios X Chandra da NASA é mostrada em azul e violeta, indicando onde o gás é aquecido a milhões de graus por explosões estelares e fluxos do buraco negro supermassivo.

Durante a primeira série de observações do Webb, os astrônomos irão usar o seu poder de imagem infravermelha para abordar alguns dos desafios únicos e persistentes apresentados pelo buraco negro da Via Láctea, o Sagitário A* (Sgr A*).

Em 2017, o EHT usou o poder de imagem combinado de oito instalações de radiotelescópios por todo o planeta para captar a primeira visão histórica da região imediatamente em torno de um buraco negro supermassivo, na galáxia M87. 

O Sgr A* está mais perto, mas é mais escuro do que o buraco negro de M87, e o material ao redor cintila, de modo que altera o padrão de luz a cada instante. O buraco negro supermassivo da Via Láctea é o único que se conhece ter este tipo de surto e, embora isto tenha dificultado bastante a obtenção de uma imagem da região, também torna Sagitário A* ainda mais interessante cientificamente. 

Estas proeminências aparecem devido à aceleração temporária, mas intensa, das partículas em torno do buraco negro para energias muito mais altas, com a emissão de luz correspondente. Uma grande vantagem de observar Sgr A* com o Webb é a capacidade de captar dados em dois comprimentos de onda infravermelhos simultaneamente e continuamente, a partir da localização do telescópio localizados além da órbita da Lua.

O Webb terá uma visão ininterrupta, observando ciclos de atividade e de calmaria que a equipe do EHT pode usar como referência com os seus próprios dados, resultando numa imagem mais limpa. A fonte ou mecanismo que causa os surtos de atividade ao redor de Sgr A* é altamente debatida. As respostas sobre como as erupções de Sgr A* começam, atingem o pico e se dissipam podem ter implicações de longo alcance para o estudo futuro dos buracos negros, bem como da física de partículas e do plasma, até mesmo das erupções solares.

Os buracos negros, previstos por Albert Einstein como parte da sua teoria da relatividade geral, são o oposto do que o seu nome indica, em vez de um buraco vazio no espaço, eles são as regiões de matéria mais densas e compactadas conhecidas. O campo gravitacional de um buraco negro é tão forte que curva o tecido do espaço em torno de si próprio, e qualquer material que se aproxime demais fica preso ali para sempre, juntamente com qualquer luz que o material emita. É por isso que os buracos negros aparecem "negros". Qualquer luz detectada pelos telescópios não provém realmente do buraco negro propriamente dito, mas da área ao redor. O limite interno final desta luz é o horizonte de eventos. 

A imagem de M87 pelo EHT foi a primeira prova visual direta de que a previsão do buraco negro de Einstein estava correta. Os buracos negros continuam sendo uma área experimental para a teoria de Einstein e os cientistas esperam que observações cuidadosamente programadas em vários comprimentos de onda de Sgr A* pelo EHT, pelo Webb, em raios X e por outros observatórios diminuam a margem de erro nos cálculos da relatividade geral, ou talvez apontem para novos reinos da física que não entendemos atualmente. 

As informações obtidas com o estudo de Sgr A* serão aplicadas a outros buracos negros, para aprender o que é fundamental à sua natureza e o que torna um buraco negro único. 

O telescópio espacial James Webb será o principal observatório de ciências espaciais do mundo quando for lançado ainda no final deste ano. Este telescópio resolverá mistérios no nosso Sistema Solar, olhará mais além para mundos distantes em torno de outras estrelas e investigará as misteriosas estruturas e origens do nosso Universo.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Quando uma estrela estável explode

As anãs brancas estão entre as estrelas mais estáveis. Estas estrelas que esgotaram a maior parte de seu combustível nuclear, embora ainda sejam tão massivas quanto o Sol, e encolheram a um tamanho relativamente pequeno podem durar bilhões ou até trilhões de anos.

© Chandra/Spitzer/VLA (remanescente de supernova G344.7-0.1)

No entanto, uma anã branca com uma estrela companheira próxima pode se tornar um barril de pólvora cósmica. Se a órbita da companheira se aproximar demais, a anã branca pode puxar material dela até que cresça tanto que se torne instável e exploda.

Este tipo de explosão estelar é chamada de supernova Tipo Ia. Embora seja geralmente aceito pelos astrônomos que tais encontros entre anãs brancas e estrelas companheiras "normais" são uma fonte provável de explosões de supernovas Tipo Ia, muitos detalhes do processo não são bem compreendidos.

Uma maneira de estudar o mecanismo de explosão é observar os elementos deixados para trás pela supernova em seus escombros ou material ejetado. Esta nova imagem composta mostra G344.7-0.1, um remanescente de supernova criado por uma supernova Tipo Ia, através dos olhos de diferentes telescópios. Os raios X do observatório de raios X Chandra da NASA (azul) foram combinados com dados infravermelhos do telescópio espacial Spitzer da NASA (amarelo e verde), bem como dados de rádio do Very Large Array e do telescópio do Australia Telescope Compact Array (vermelho). 

O Chandra é uma das melhores ferramentas disponíveis para os cientistas estudarem remanescentes de supernovas e medirem a composição e distribuição de elementos "pesados" que eles contêm. 

Os astrônomos estimam que G344.7-0.1 tenha cerca de 3.000 a 6.000 anos. Por outro lado, os remanescentes do Tipo Ia mais conhecidos e amplamente observados, incluindo Kepler, Tycho e SN 1006, explodiram no último milênio ou assim vistos da Terra. Portanto, este olhar profundo em G344.7-0.1 com o Chandra dá aos astrônomos uma janela para uma importante fase posterior na evolução de um remanescente de supernova Tipo Ia.

Tanto a onda de explosão em expansão quanto os detritos estelares produzem raios X em remanescentes de supernovas. Conforme os destroços se movem para fora da explosão inicial, eles encontram resistência do gás circundante e diminuem a velocidade, criando uma onda de choque reversa que viaja de volta para o centro da explosão. O choque reverso aquece os detritos a milhões de graus, fazendo com que brilhem em raios X. 

Remanescentes do tipo Ia como Kepler, Tycho e SN 1006 são muito jovens para o choque reverso para ter tempo de viajar para trás de forma plausível para aquecer todos os destroços no centro do remanescente. No entanto, a idade relativamente avançada de G344.7-0.1 significa que o choque reverso voltou por todo o campo de destroços. 

Os dados do Chandra sugerem que a região com a maior densidade de ferro foi aquecida pelo choque reverso mais recentemente do que os elementos nas estruturas em forma de arco, o que implica que está localizada perto do verdadeiro centro da explosão estelar.

Estes resultados apoiam as previsões de modelos para explosões de supernovas Tipo Ia, que mostram que elementos mais pesados ​​são produzidos no interior de uma anã branca em explosão. Nota-se que o ferro mais denso está localizado à direita do centro geométrico remanescente da supernova. Esta assimetria é provavelmente causada pelo fato de o gás ao redor do remanescente ser mais denso à direita do que à esquerda.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto o primeiro planeta fora da Via Láctea?

Podem ter sido detectados, pela primeira vez, sinais de um planeta transitando uma estrela localizada fora da Via Láctea.

© Hubble/Chandra (M51 e localização do candidato a planeta)

A imagem mostra uma composição de M51 com raios X do Chandra e luz óptica do telescópio espacial Hubble que contém uma caixa assinalando a localização do possível candidato a planeta. 

Este resultado intrigante, recorrendo ao observatório de raios X Chandra da NASA, abre uma nova janela para a busca de exoplanetas a distâncias maiores do que nunca.

O possível candidato a exoplaneta está localizado na galáxia espiral Messier 51 (M51), também chamada Galáxia do Redemoinho por causa do seu perfil distinto. 

Os exoplanetas são planetas definidos como planetas localizados além do nosso Sistema Solar. Até agora, os astrônomos encontram outros exoplanetas conhecidos e candidatos a exoplaneta na Via Láctea, quase todos a menos de aproximadamente 3.000 anos-luz da Terra. Um exoplaneta em M51 estaria a cerca de 28 milhões de anos-luz de distância, o que significa que estaria milhares de vezes mais distante do que os exoplanetas na Via Láctea.

Este novo resultado é baseado em trânsitos, eventos em que a passagem de um planeta à frente de uma estrela bloqueia parte da luz estelar e produz uma queda de brilho característica. 

Usando telescópios terrestres e espaciais - como as missões Kepler e TESS da NASA - os astrônomos procuraram quedas na luz visível, radiação eletromagnética, permitindo a descoberta de milhares de planetas. Agora, os astrônomos procuraram por quedas no brilho de raios X recebido de binários brilhantes. Estes sistemas luminosos normalmente contêm uma estrela de nêutrons ou um buraco negro que puxa gás de uma estrela companheira em órbita próxima. 

O material perto da estrela de nêutrons ou buraco negro torna-se superaquecido e brilha em raios X. Como a região que produz raios X brilhantes é pequena, um planeta que passa à sua frente pode bloquear a maioria ou todos os raios X, tornando o trânsito mais fácil de localizar porque os raios X podem desaparecer completamente. Isto pode permitir a detecção de exoplanetas a distâncias muito maiores do que os atuais estudos ópticos de trânsitos, que devem ser capazes de detectar diminuições mínimas de luz porque o planeta apenas bloqueia uma pequena fração da estrela.

A equipe usou este método para detectar o candidato a exoplaneta num sistema binário chamado M51-ULS-1, localizado em M51. Este sistema binário contém um buraco negro ou uma estrela de nêutrons que orbita uma estrela companheira com aproximadamente 20 vezes a massa do Sol.

O trânsito de raios X que encontraram com dados do Chandra durou cerca de três horas, durante as quais a emissão de raios X caiu para zero. Com base nesta e em outras informações, os pesquisadores estimam que o candidato a exoplaneta em M51-ULS-1 seria aproximadamente do tamanho de Saturno e orbitaria a estrela de nêutrons ou buraco negro a cerca de duas vezes a distância de Saturno ao Sol.

Embora este seja um estudo interessante, são necessários mais dados para verificar a interpretação como um exoplaneta extragaláctico. Um desafio é que a grande órbita do candidato a planeta significa que não cruzaria em frente do seu parceiro binário durante cerca de 70 anos, frustrando quaisquer tentativas de uma observação de confirmação durante décadas. 

Pode a diminuição de brilho ter sido provocada por uma nuvem de gás e poeira passando em frente da fonte de raios X? Os pesquisadores consideram esta explicação improvável, já que as características do evento observado em M51-ULS-1 não são consistentes com a passagem de tal nuvem. O modelo de um candidato a planeta é, no entanto, consistente com os dados. 

Se realmente existe um planeta neste sistema, provavelmente teve uma história tumultuosa e um passado violento. Um exoplaneta no sistema teria que sobreviver à explosão de supernova que criou a estrela de nêutrons ou buraco negro. Em algum ponto, a estrela companheira também pode explodir como supernova e banhar o planeta novamente com níveis extremamente altos de radiação.

Os astrônomos procuraram trânsitos de raios X em três galáxias fora da Via Láctea, usando tanto o Chandra quanto o XMM-Newtron da ESA. A pesquisa cobriu 55 sistemas em M51, 64 sistemas em M101 (a Galáxia do Cata-Vento) e 119 sistemas em M104 (a Galáxia do "Sombrero"), resultando no único candidato a exoplaneta descrito aqui.

Estão disponíveis conjuntos substanciais de dados do Chandra para pelo menos 20 galáxias, incluindo algumas como M31 e M33 que estão muito mais próximas do que M51, permitindo que trânsitos mais curtos sejam detectados. Outra linha interessante de investigação é procurar trânsitos de raios X em fontes da Via Láctea para descobrir novos exoplanetas próximos em ambientes incomuns.

O estudo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto um disco deformado em torno de buraco negro

Uma equipe internacional de astrofísicos da África do Sul, Reino Unido, França e Estados Unidos encontrou grandes variações no brilho da luz vista em torno de um dos buracos negros mais próximos da Via Láctea, a 9.600 anos-luz da Terra, que podem ser provocadas por uma curvatura no seu disco de acreção.

© John Paice (buraco negro com disco de acreção deformado)

Este objeto, MAXI J1820+070, entrou em erupção como um novo transiente em março de 2018 e foi descoberto por um telescópio de raios X japonês a bordo da Estação Espacial Internacional. 

Estes transientes, sistemas que exibem surtos violentos, são sistemas binários, consistindo de uma estrela de baixa massa, semelhante ao nosso Sol e um objeto muito mais compacto, que pode ser uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Neste caso, MAXI J820+070 contém um buraco negro com pelo menos 8 vezes a massa do nosso Sol. A descoberta foi feita a partir de uma extensa e detalhada curva de luz obtida ao longo de quase um ano por dedicados astrônomos amadores espalhados pelo planeta que fazem parte da AAVSO (American Association of Variable Star Observers). 

O MAXI J1820+070 é um dos três transientes de raios X mais brilhantes já observados, uma consequência tanto da sua proximidade com a Terra quanto de não se situar no plano obscuro da Via Láctea. 

O material da estrela normal é puxado pelo objeto compacto para o disco de acreção circundante de gás em espiral. Os surtos violentos ocorrem quando o material no disco se torna quente e instável, é acumulado no buraco negro e libera grandes quantidades de energia antes de atravessar o horizonte de eventos. Este processo é caótico e altamente variável, variando em escalas de tempo de milissegundos a meses.

A equipe produziu uma visualização do sistema, mostrando como um enorme fluxo de raios X é emanado de muito perto do buraco negro e depois irradia a matéria circundante, especialmente o disco de acreção, aquecendo-o a cerca de 10.000 K, que é visto no visível. É por isso que, à medida que a explosão de raios X diminui, o mesmo ocorre com a luz óptica. Mas algo inesperado aconteceu quase três meses após o início do surto, quando a curva de luz óptica começou uma grande modulação, ao longo de um período de aproximadamente 17 horas. 

No entanto, não houve nenhuma mudança na produção de raios X, que permanecia estável. Embora pequenas modulações visíveis quase periódicas tenham sido vistas no passado durante outras explosões transitórias de raios X, nada a esta escala tinha sido visto antes.

O que estava provocando este comportamento extraordinário? Com o ângulo de visão do sistema, foi possível rapidamente descartar a explicação normal de que os raios X estavam iluminando a face interna da estrela doadora porque o brilho estava ocorrendo no momento errado. Nem podia ser devido à variação da luz de onde o fluxo de transferência de massa atinge o disco à medida que a modulação gradualmente se movia em relação à órbita. 

Isto deixava apenas uma explicação possível, o enorme fluxo de raios X irradiava o disco e fazia-o deformar, como mostra a imagem. A distorção fornece um grande aumento na área do disco que pode ser iluminado, fazendo com que o fluxo de luz óptica aumente dramaticamente quando vista no momento certo. Este comportamento já tinha sido visto em binários de raios X com dadores mais massivos, mas nunca num buraco negro transiente com um doador de baixa massa como este. 

Abre um caminho completamente novo para estudar a estrutura e as propriedades dos discos de acreção deformados. São conhecidos alguns sistemas binários com buracos negros na nossa Galáxia, todos com massas com cerca de 5 a 15 massas solares. Todos eles crescem pela acreção de matéria.

Tendo início há cerca de 5 anos, um importante programa científico do SALT (Southern African Large Telescope) para estudar objetos transientes fez uma série de importantes observações de binários compactos, incluindo sistemas com buracos negros como MAXI J1820+070.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Southampton

Visão antecipada da destruição de uma estrela

Como testemunha de uma morte violenta, o telescópio espacial Hubble forneceu recentemente uma visão abrangente e sem precedentes dos primeiros momentos da morte cataclísmica de uma estrela.

© STScI/Hubble (NGC 4567, NGC 4568 & SN 2020fqv)

Os dados do Hubble, combinados com outras observações da estrela condenada a partir de telescópios espaciais e terrestres, podem proporcionar um sistema de alerta precoce para outras estrelas prestes a explodir.

A supernova, chamada SN 2020fqv, encontra-se nas galáxias Borboleta em interação, localizadas a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação de Virgem. Foi descoberta em abril de 2020 pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) no Observatório Palomar em San Diego, EUA. 

Os astrônomos perceberam que a supernova estava sendo observada simultaneamente pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), um satélite da NASA projetado principalmente para descobrir exoplanetas, com a capacidade de detectar uma variedade de outros fenômenos. Rapidamente apontaram o Hubble e um conjunto de telescópios terrestres para ela. Juntos, estes observatórios deram a primeira visão holística de uma estrela no estágio inicial de destruição. 

O Hubble sondou o material muito perto da estrela, chamado de material circunstelar, meras horas após a explosão. Este material foi expelido pela estrela no último ano da sua vida. Estas observações permitiram entender o que estava acontecendo com a estrela pouco antes de morrer.

A equipe analisou observações da estrela pelo Hubble que remontam até à década de 1990. O TESS forneceu uma imagem do sistema a cada 30 minutos, começando vários dias antes da explosão, passando pela própria explosão e continuando por várias semanas. O Hubble foi usado novamente apenas algumas horas depois da primeira detecção da explosão. E, ao estudar o material circunstelar com o Hubble, os cientistas compreenderam o que estava acontecendo em torno da estrela ao longo da década anterior. Ao combinar todas estas informações, foi possível criar uma visão de várias décadas dos anos finais da estrela.

Os astrônomos denominaram a supernova SN 2020fqv de "a Pedra de Roseta das supernovas". A antiga Pedra de Roseta, que tem o mesmo texto inscrito em três línguas diferentes, ajudou os especialistas a aprender a ler os hieróglifos antigos. 

No caso desta supernova, foram usados três métodos diferentes para determinar a massa da estrela em explosão. Isto incluiu comparar as propriedades e a evolução da supernova com modelos teóricos; usando informações de uma imagem do arquivo Hubble de 1997 da estrela para descartar estrelas de maior massa; e usando observações para medir diretamente a quantidade de oxigênio na supernova, que examina a massa da estrela. Os resultados são todos consistentes: cerca de 14 a 15 vezes a massa do Sol. A determinação precisa da massa da estrela que explode como supernova é crucial para entender como as estrelas massivas vivem e morrem. 

Nos anos que antecedem à explosão das estrelas, elas tendem a tornar-se mais ativas. A supergigante vermelha Betelgeuse, que recentemente expeliu quantidades significativas de material, provavelmente se tornará em breve uma supernova. Isto pode ser um sinal!

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

Fonte: ESA

Atmosfera despojada de exoplaneta por um impacto gigante

Os sistemas planetários jovens geralmente "sofrem" muito quando crescem, à medida que corpos recém-formados colidem e fundem-se para formar planetas progressivamente maiores.

© Mark A. Garlick (impacto gigante no sistema estelar próximo HD 172555)

No nosso próprio Sistema Solar, pensa-se que a Terra e a Lua sejam produtos deste tipo de impacto gigante. Os astrônomos presumem que tais colisões deveriam ser comuns em sistemas primitivos, mas têm sido difíceis de observar em torno de outras estrelas.

Agora, astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology), da Universidade Nacional da Irlanda, da Universidade de Cambridge descobriram evidências de um impacto gigante que ocorreu num sistema estelar próximo, a apenas 95 anos-luz da Terra. 

A estrela, chamada HD 172555, tem cerca de 23 milhões de anos e os cientistas suspeitaram que a sua poeira contém vestígios de uma colisão recente. A equipe observou mais evidências de um impacto gigante em torno da estrela. Determinaram que a colisão provavelmente ocorreu entre um planeta do tamanho aproximado da Terra e um impactador menor, há pelo menos 200.000 anos, com velocidades de cerca de 10 km/s. 

Crucialmente, foi detectado gás indicando que tal impacto de alta velocidade provavelmente fez explodir parte da atmosfera do planeta, um evento dramático que explicaria o gás e poeira observados em torno da estrela. 

A estrela HD 172555 tem sido objeto de intriga entre os astrônomos devido à composição incomum da sua poeira. As observações ao longo dos últimos anos mostraram que a poeira da estrela contém grandes quantidades de minerais incomuns, em grãos que são muito mais finos do que o esperado para um típico disco estelar de detritos. 

Foram analisados dados obtidos pelo ALMA (Atacama Large Millimeter Array) no Chile, que consiste de 66 radiotelescópios, cujo espaçamento pode ser ajustado para aumentar ou diminuir a resolução das suas imagens. A equipe examinou os dados do arquivo público do ALMA, em busca de sinais de monóxido de carbono em torno de estrelas próximas. Quando for analisado o gás em discos de detritos, o monóxido de carbono é normalmente o mais brilhante e, portanto, o mais fácil de encontrar.

Com uma reanálise cuidadosa, foi detectado monóxido de carbono ao redor da estrela. Quando foi medida a sua abundância, descobriu-se que o gás correspondia a 20% do monóxido de carbono encontrado na atmosfera de Vênus. Também foi observado que o gás estava circulando em grandes quantidades, surpreendentemente perto da estrela, a cerca de 10 UA (10 vezes a distância entre a Terra e o Sol).

O monóxido de carbono é normalmente vulnerável à fotodissociação, um processo no qual os fótons de uma estrela quebram e destroem a molécula. A curta distância, normalmente haveria muito pouco monóxido de carbono tão perto de uma estrela. Assim, o grupo testou vários cenários para explicar a aparência abundante e próxima do gás. E rapidamente descartaram um cenário no qual o gás surgia de detritos de uma estrela recém-formada, bem como outro em que o gás era produzido por um cinturão de asteroides gelados. Também consideraram um cenário no qual o gás era emitido por muitos cometas gelados vindos de uma cinturão de asteroides distante, semelhante ao cinturão de Kuiper. Mas os dados também não encaixavam neste cenário. O último cenário que a equipe considerou foi que o gás era um remanescente de um impacto gigante.

A equipe estima que o gás foi liberado de um impacto gigante que ocorreu há pelo menos 200.000 anos, recente o suficiente para que a estrela não tivesse tido tempo de destruir completamente o gás.

Com base na abundância do gás, o impacto foi provavelmente massivo, envolvendo dois protoplanetas, provavelmente comparáveis em tamanho com a Terra. O impacto foi tão grande que provavelmente explodiu parte da atmosfera de um planeta, na forma do gás que é observado hoje.

Este estudo possibilita estudar a composição das atmosferas de exoplanetas que sofrem impactos gigantes, o que, em última análise, pode ajudar a esclarecer a condição atmosférica dos planetas terrestres durante o seu próprio estágio de impactos gigantes.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology