Um jato captado pelo Hubble

Uma explosão energética de uma estrela infantil atravessa esta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (HH34)

Esta exalação estelar, que foi produzida por uma estrela extremamente jovem na fase inicial de formação, consiste em um jato incandescente de gás viajando em velocidades supersônicas. À medida que o jato colide com o material ao redor da estrela ainda em formação, o choque aquece este material e faz com que ele brilhe. O resultado são as estruturas coloridas e finas, denominadas objetos Herbig-Haro, ondulando no canto inferior esquerdo desta imagem. 

Os objetos Herbig-Haro parecem evoluir e mudar significativamente em apenas alguns anos. Este objeto em particular, chamado HH34, foi anteriormente captado pelo Hubble entre 1994 e 2007, e novamente em detalhes gloriosos em 2015, veja o blog Explosão artística de uma jovem estrela. 

O HH34 reside a aproximadamente 1.250 anos-luz da Terra na Nebulosa de Órion, uma grande região de formação estelar visível a olho nu. A Nebulosa de Órion é um dos locais mais próximos de formação estelar generalizada da Terra e, como tal, tem sido examinada por astrônomos em busca de informações sobre como as estrelas e os sistemas planetários nascem. 

Os dados nesta imagem são de um conjunto de observações do Hubble de quatro jatos brilhantes próximos com a Wide Field Camera 3 tirada para ajudar a pavimentar o caminho para a ciência futura com o telescópio espacial James Webb, que observará em comprimentos de onda predominantemente infravermelhos, e será capaz de perscrutar os envelopes empoeirados que cercam protoestrelas ainda em formação, revolucionando o estudo de jatos destas estrelas jovens. 

Fonte: ESA

Sistema não contém nenhum buraco negro

Em 2020 uma equipe liderada por astrônomos do Observatório Europeu do Sul (ESO) anunciou a descoberta do buraco negro mais próximo da Terra, situado a apenas 1.000 anos-luz de distância no sistema HR 6819.

© ESO/L. Calçada (ilustração do sistema HR 6819)

No entanto, estes resultados foram contestados por outros grupos de pesquisadores, entre eles uma equipe internacional sediada na KU Leuven, Bélgica. As duas equipes uniram-se para anunciar que, de fato, não existe nenhum buraco negro em HR 6819, que é, em vez disso, um sistema “vampiro” de duas estrelas num estágio raro e de curta duração da sua evolução.

O estudo original de HR 6819 recebeu especial atenção por parte tanto da imprensa como dos cientistas. Thomas Rivinius, astrônomo do ESO no Chile e autor principal do artigo na época, não ficou surpreendido com a reação da comunidade astronômica à sua descoberta do buraco negro. Rivinius e colegas estavam convencidos que a melhor explicação para os dados que tinham obtido, com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, era que HR 6819 fosse um sistema triplo, com uma estrela orbitando um buraco negro a cada 40 dias e uma segunda estrela numa órbita muito mais afastada. 

No entanto, um estudo liderado por Julia Bodensteiner, enquanto estudante de doutoramento na KU Leuven, Bélgica, propôs uma explicação diferente para os mesmos dados: HR 6819 podia ser também um sistema com apenas duas estrelas numa órbita de 40 dias e sem nenhum buraco negro. Este cenário alternativo necessitaria que uma das estrelas estivesse “despida”, ou seja, que numa fase anterior, tivesse perdido uma enorme fração da sua massa para a outra estrela.

Para resolver este mistério, as duas equipes trabalharam em conjunto no sentido de obterem dados mais nítidos de HR 6819, usando para isso o Very Large Telescope (VLT) do ESO e o Interferômetro do VLT (VLTI). Para distinguir entre as duas hipóteses, os astrônomos usaram os instrumentos GRAVITY, montado no VLTI, e MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), do VLT do ESO. O MUSE confirmou que não existe nenhuma companheira brilhante numa órbita mais afastada, enquanto a resolução espacial do GRAVITY foi capaz de distinguir duas fontes brilhantes separadas por apenas um terço da distância entre a Terra e o Sol. Assim, estes dados permitiram concluir que HR 6819 é um sistema sem buraco negro. E ao mesmo tempo que a estrela dadora se viu “despida” de algum do seu material, a estrela receptora começou a girar mais rapidamente. 

A nova equipe conjunta recém-formada, Leuven-ESO, planeja agora monitorar mais de perto o sistema HR 6819 com o auxílio do instrumento GRAVITY do VLTI. Os pesquisadores irão explorar um estudo conjunto do sistema ao longo do tempo para compreender melhor a sua evolução, analisar suas propriedades e usar este conhecimento para aprender mais sobre outros sistemas binários.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “HR 6819 is a binary system with no black hole: Revisiting the source with infrared interferometry and optical integral field spectroscopy” publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Rajadas Rápida de Rádio num local incomum

Estão entre os grandes mistérios do Universo: explosões de radiação que duram cerca de um milésimo de segundo e que só aparecem em radiotelescópios.

© ASTRON (ilustração de um magnetar e a galáxia M81)

Desde a sua descoberta em 2007, os astrónomos têm analisado a causa destes flashes cósmicos. Agora, uma equipe que envolve o Instituto Max Planck para Radioastronomia e a sua antena de 100 metros em Effelsberg encontrou uma destas Rajadas Rápida de Rádio (FRBs, sigla em inglês) à distância mais próxima da Terra até agora, na galáxia espiral Messier 81, a cerca de 12 milhões de anos-luz de distância.

Além disso, a fonte está aparentemente localizada num aglomerado globular desta galáxia, onde menos se esperaria encontrar uma FRB. A maioria dos flashes de rádio aparecem como se vindos do nada, alguns repetem-se periodicamente. Cada um destes surtos emite tanta energia quanto o Sol irradia num dia inteiro. Várias centenas destes flashes cósmicos são disparados todos os dias e têm sido observados por todo o céu. A maioria está localizada a grandes distâncias da Terra, em galáxias a bilhões de anos-luz de distância. 

Pesquisadores liderados por Franz Kirsten (Universidade de Chalmers, Suécia) e Kenzie Nimmo (Universidade de Amesterdã) analisaram agora de perto uma fonte de surtos repetidos detectada em janeiro de 2020 na direção da constelação de Ursa Maior.

Para este fim, os cientistas utilizaram a rede europeia de observação EVN (European VLBI Network). Combinaram os dados de 12 antenas parabólicas, incluindo o telescópio de 100 metros do Instituto Max Planck para Radioastronomia, o instrumento mais sensível do grupo, e foram assim capazes de identificar exatamente onde no céu teve origem a explosão de radiação. A posição coincide exatamente com um aglomerado globular que se encontra na galáxia M81 e que consiste numa densa coleção de estrelas muito antigas. É precisamente este fato que surpreende os pesquisadores, porque até agora as FRBs tinham sido encontradas mais longe no Universo, em lugares onde as estrelas são muito mais jovens.

Para compreender a surpresa, é preciso conhecer a teoria por detrás da causa das explosões rádio. Muitos especialistas pensam que os chamados magnetares estão associadas a elas. Estes são remanescentes muito densos de sóis massivos que explodiram, isto é, estrelas de nêutrons com cerca de 20 quilômetros de diâmetro que giram rapidamente e que têm campos magnéticos extremamente fortes.

Os cientistas pensam, portanto, que a fonte dos surtos rádio da galáxia M81 é um objeto que foi previsto teoricamente, mas nunca visto ao vivo antes: um magnetar que se formou quando uma anã branca tinha acumulado massa suficiente para se desmoronar sob o seu próprio peso. As anãs brancas são consideradas as fases finais de estrelas normais como o nosso Sol, que vivem durante vários bilhões de anos e acabam por transformar-se em objetos densos do tamanho da Terra sem explodir. Muitas destas anãs brancas existem em antigos aglomerados estelares, algumas delas em sistemas binários. Alguns destes pares devem ser tão íntimos que uma parceira "rouba" material da outra. Se uma das anãs brancas acumular massa extra suficiente da sua companheira, pode transformar-se numa estrela ainda mais densa, um magnetar.

Durante as suas medições, os pesquisadores fizeram outra descoberta: alguns dos surtos eram mais curtos do que o esperado e mudaram de brilho em apenas algumas dezenas de nanossegundos. Isto significa que devem vir de um volume minúsculo no espaço, menor do que um campo de futebol e talvez com apenas algumas dezenas de metros em diâmetro.

Sinais ultracurtos semelhantes também são recebidos de um dos objetos mais famosos do céu, o pulsar da Nebulosa do Caranguejo. Esta também é uma estrela de nêutrons, ou seja, o denso remanescente de uma explosão de supernova que foi avistada da Terra na direção da constelação de Touro no ano 1054. À medida que a estrela gira rapidamente sob si própria, emite dois feixes de radiação. Quando passam na direção da Terra, o objeto parece ser um pulsar, piscando como um farol.

Observações futuras deste e de outros sistemas devem ajudar a determinar se a fonte é, realmente, um magnetar ou outra coisa qualquer, como um pulsar com propriedades incomuns, ou mesmo um buraco negro em órbita íntima de uma estrela compacta. 

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

A emissão de raios X de uma Kilonova

Uma kilonova é um evento poderoso que acontece quando duas estrelas de nêutrons se fundem.

© NASA/M. Weiss (ilustração de uma kilonova)

O Observatório de raios X Chandra da NASA vem coletando dados sobre a kilonova associada a GW170817 desde que foi detectada pela primeira vez em ondas gravitacionais pelo Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferometria a Laser (LIGO) e Virgo em 17 de agosto, 2017. 

GW170817 foi o primeiro, e até agora o único, evento cósmico onde tanto as ondas gravitacionais quanto a radiação eletromagnética, ou luz, foram detectadas. Essa combinação fornece aos cientistas informações críticas sobre a física das fusões de estrelas de nêutrons e fenômenos relacionados, usando observações em muitas regiões diferentes do espectro eletromagnético.

O Chandra é o único observatório ainda capaz de detectar a luz desta extraordinária colisão cósmica mais de quatro anos após o evento original. Os astrônomos pensam que depois que as estrelas de nêutrons se fundem, os detritos geram luz visível e infravermelha a partir do decaimento de elementos radioativos como platina e ouro formados nos detritos da fusão. Essa explosão de luz é chamada de kilonova. De fato, a luz visível e a emissão infravermelha foram detectadas de GW170817 várias horas após as ondas gravitacionais.

Inicialmente, a fusão de estrelas de nêutrons provavelmente produziu um jato de partículas de alta energia que não foi apontada diretamente para a Terra, explicando uma falta inicial de raios X vista pelo Chandra. O jato então desacelerou e se alargou com o impacto com gás e poeira ao redor. Essas mudanças causaram um aumento nos raios X observados pelo Chandra seguido por um declínio no início de 2018. No entanto, desde o final de 2020, os raios X detectados pelo Chandra permaneceram em um nível quase constante.

Através de dados obtidos em dezembro de 2020 e janeiro de 2021 o Chandra observou a emissão de raios X de GW170817 e do centro de sua galáxia hospedeira, a NGC 4993. Uma equipe de pesquisadores que estuda os dados do Chandra acha que essa estabilização da emissão de raios X vem de um choque, como um estrondo sônico de um avião, quando os detritos da fusão responsáveis ​​​​pela kilonova atingem o gás em torno de GW170817. O material aquecido por tal choque brilharia constantemente em raios X, dando um "resplandecente de kilonova", como o Chandra observou. 

A ilustração acima mostra os detritos da fusão responsáveis ​​pela kilonova em azul cercado por um choque retratado em laranja e vermelho. Há também uma explicação alternativa sugerindo que os raios X vêm de material caindo em direção a um buraco negro que se formou após a fusão das estrelas de nêutrons. 

Para evitar uma coincidência, é provável que apenas uma das duas opções, o brilho residual da kilonova ou a matéria caindo em um buraco negro, seja uma fonte significativa dos raios X detectados. Os dois arcos azuis brilhantes de material acima e abaixo da kilonova mostram onde o material do jato agora desbotado atingiu o material circundante.

Para distinguir entre as duas explicações, os astrônomos continuarão monitorando GW170817 em raios X e ondas de rádio. Se for um brilho residual de kilonova, espera-se que a emissão de rádio fique mais brilhante ao longo do tempo e seja detectada novamente nos próximos meses ou anos. Se a explicação envolver matéria caindo em um buraco negro recém-formado, a saída de raios X deve permanecer estável ou diminuir rapidamente e nenhuma emissão de rádio será detectada ao longo do tempo.

Pesquisadores anunciaram recentemente que uma fonte foi detectada em novas observações do Chandra realizadas em dezembro de 2021. A análise desses dados está em andamento. Nenhuma detecção de rádio ainda foi relatada. 

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

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Um "triângulo espacial" gerado por uma colisão de galáxias

Uma colisão frontal espetacular entre duas galáxias, conhecida como Arp 143, alimentou a exaltação incomum de formação de estrelas em forma triangular, conforme captado pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (Arp 143)

A dupla de galáxias interativas Arp 143 contém a galáxia espiral distorcida e formadora de estrelas NGC 2445, à direita, junto com sua companheira menos chamativa, NGC 2444, à esquerda. Sua colisão frenética ocorre contra a tapeçaria de galáxias distantes, das quais algumas podem ser vistas através do par em interação. 

Os astrônomos sugerem que as duas galáxias passaram uma pela outra, iniciando a tempestade de forma única de formação de estrelas em NGC 2445, onde milhares de estrelas estão ganhando vida. Esta galáxia está repleta de novas estrelas porque é rica em gás, a matéria-prima da qual as estrelas são feitas. 

No entanto, ainda não escapou das garras gravitacionais de sua parceira à esquerda. A dupla está travando um cabo de guerra cósmico, que NGC 2444 parece estar vencendo. Essa galáxia extraiu gás da NGC 2445, formando o triângulo excêntrico de estrelas recém-criadas.

A NGC 2444 também é responsável por arrancar filamentos de gás de sua parceira, alimentando as correntes de estrelas jovens e azuis que parecem formar uma ponte entre as duas galáxias. Esses fluxos estão entre os primeiros no que parece ser uma onda de formação estelar que começou nos arredores da galáxia e continuou para dentro. Os pesquisadores estimam que as estrelas nasceram entre 50 milhões e 100 milhões de anos atrás. Mas essas estrelas infantis estão sendo deixadas para trás enquanto a NGC 2445 continua se afastando lentamente da NGC 2444. Estrelas com não mais de um milhão a dois milhões de anos estão se formando mais perto do centro da NGC 2445.

A visão aguçada do Hubble revela algumas estrelas individuais, as mais brilhantes e massivas da galáxia. A maioria dos aglomerados azuis brilhantes são agrupamentos de estrelas e as bolhas rosa são nuvens de gás brilhantes que envolvem aglomerados de estrelas jovens e massivos. Embora a maior parte da ação esteja acontecendo na NGC 2445, isso não significa que o outro membro do par de interação escapou ileso.

A disputa gravitacional esticou a NGC 2444 em uma forma estranha, puxando o gás para longe da galáxia. A NGC 2444 contém estrelas antigas e nenhum novo nascimento estelar ocorre porque perdeu seu gás há muito tempo, bem antes desse encontro galáctico. 

Além da formação estelar em NGC 2445, outra característica interessante que o Hubble descobriu são os filamentos escuros de gás no núcleo brilhante da galáxia com formação estelar. Essas feições podem ter sido formadas por explosões de material. Observações de rádio revelam uma fonte poderosa no núcleo que pode estar liderando as explosões. A fonte de rádio pode ter sido produzida por intensa formação de estrelas ou por um buraco negro engolindo material que flui para o centro. 

Não é incomum que a formação de estrelas ocorra nos núcleos das galáxias, impulsionada por interações. Muito gás dos encontros galácticos flui para o centro, o que pode desencadear o nascimento de novas estrelas. Os fluxos dessas estrelas podem expulsar material, mas a poeira criada por essas explosões cobre o núcleo e outras regiões ao longo da NGC 2445, dificultando o estudo do Hubble em luz visível. 

No entanto, o telescópio espacial James Webb terá a visão infravermelha para espiar através da poeira que cobre essas regiões para revelar os jovens aglomerados de estrelas que estão escondidos da vista em imagens de luz visível. Desta forma, Hubble e Webb fornecerão o censo completo de estrelas na NGC 2445. O censo ajudará os astrônomos a responder a perguntas como qual é a taxa de formação de estrelas, quanto tempo leva para as estrelas se formarem e se a explosão de estrelas em NGC 2445 está desaparecendo ou apenas esquentando. 

Estudar aglomerados de estrelas jovens e massivos ainda embutidos em seus casulos de poeira e gás é importante para entender como a formação de estrelas afeta a evolução das galáxias. Estrelas massivas que explodem como supernovas enriquecem seu ambiente com elementos químicos mais pesados ​​que hidrogênio e hélio. 

O sistema Arp 143 está listado em um compêndio de 338 galáxias interativas de aparência incomum chamado “Atlas de Galáxias Peculiares” publicado em 1966 pelo astrônomo Halton Arp. 

Fonte: ESA

Nebulosa da Estrela Flamejante à Simeis 147

Esta imagem mostra a área do céu acima da constelação de Órion.

© Alistair Symon (mosaico de nebulosas)

No canto superior esquerdo, parecendo uma foice, está a Nebulosa da Estrela Flamejante, também denominada IC 405. Logo à abaixo está a Nebulosa do Girino, também denominada IC 410. No canto inferior esquerdo está o Sharpless 232. No canto inferior direito está o grande remanescente de supernova Simeis 147, também conhecida como Nebulosa do Espaguete. 

Este é um mosaico de 16 imagens tiradas pelo astrofotógrafo Alistair Symon a uma distância focal de 530 mm com um refrator de 4 polegadas. Foram 171 horas de luz coletadas através de filtros H-alph, SII e OIII. 

Fonte: Amateur Astronomy Photo of the Day

Encontro não tão próximo de galáxias

As galáxias gêmeas NGC 4496A e NGC 4496B dominam a cena nesta imagem do telescópio espacial Hubble.

© Hubble (galáxias NGC 4496A e NGC 4496B)

Ambas as galáxias estão na constelação de Virgem, mas apesar de aparecerem lado a lado nesta imagem, elas estão a distâncias muito diferentes da Terra e uma da outra. A NGC 4496A está a 47 milhões de anos-luz da Terra, enquanto NGC 4496B está a 212 milhões de anos-luz de distância. 

As enormes distâncias entre as duas galáxias significam que as duas não podem interagir, e elas só parecem se sobrepor devido a um alinhamento casual. Alinhamentos galácticos casuais como esse fornecem aos astrônomos a oportunidade de mergulhar na distribuição de poeira nessas galáxias.

A poeira galáctica aumenta a beleza das imagens astronômicas, pode ser vista nesta imagem como os tentáculos escuros atravessando NGC 4496A e NGC 4496B, mas também complica as observações astronômicas. A poeira absorve a luz das estrelas, fazendo com que as estrelas pareçam mais escuras e deslocando sua luz para comprimentos de onda mais longos, um processo chamado “vermelhidão” (não a mesma coisa que desvio para o vermelho).

Ao medir cuidadosamente como a luz das estrelas das galáxias de fundo é afetada pela poeira nas galáxias intermediárias, os astrônomos podem mapear onde a poeira está nos braços espirais da galáxia em primeiro plano. Os “mapas de poeira” resultantes ajudam os astrônomos a calibrar medições de tudo, desde distâncias cosmológicas até os tipos de estrelas que povoam as galáxias. 

Fonte: ESA

Revelado em detalhe o lado noturno de um Júpiter quente

Os astrônomos obtiveram a visão mais clara até agora do lado escuro perpétuo de um exoplaneta que tem acoplamento de maré em relação à sua estrela.

© Engine House VFX (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

As observações, combinadas com medições do lado diurno permanente do planeta, proporcionam a primeira vista detalhada da atmosfera global de um exoplaneta. O planeta no centro do novo estudo é WASP-121b, um massivo gigante gasoso com quase o dobro do tamanho de Júpiter. O planeta é um Júpiter ultraquente e foi descoberto em 2015 em órbita de uma estrela a cerca de 850 anos-luz da Terra. 

O WASP-121b tem uma das órbitas mais curtas já detectadas até agora, completando uma volta em torno da sua estrela em apenas 30 horas. Também tem acoplamento de maré, o que significa que um lado está sempre virado para a estrela (diurno), enquanto o outro está sempre em escuridão, voltado sempre para o espaço.

Os Júpiteres quentes são famosos por terem lados diurnos muito brilhantes, mas o lado noturno é completamente diferente. O lado noturno de WASP-121b é cerca de 10 vezes mais tênue do que o seu lado diurno. Os astrônomos já tinham detectado anteriormente vapor de água e estudado como a temperatura atmosférica muda com a altitude no lado diurno do planeta. 

O novo estudo obteve um quadro geral muito mais detalhado. Os pesquisadores foram capazes de mapear as mudanças dramáticas de temperatura do lado do dia para o lado da noite e de ver como estas temperaturas mudam com a altitude. Também rastrearam a presença de água pela atmosfera para mostrar, pela primeira vez, como a água circula entre o lado diurno e o lado noturno de um exoplaneta.

Enquanto que na Terra a água circula primeiro evaporando, depois condensando-se em nuvens, e depois chovendo, em WASP-121b o ciclo da água é muito mais intenso: no lado diurno, os átomos que compõem a água são dissociados a temperaturas superiores a 3.000 Kelvin. Estes átomos são soprados para o lado da noite, onde as temperaturas mais frias permitem que os átomos de hidrogênio e oxigênio se recombinem em moléculas de água, que depois sopram de volta para o lado do dia, onde o ciclo recomeça. 

A equipe calcula que o ciclo da água do exoplaneta é sustentado por ventos que "chicoteiam" os átomos à volta do planeta com velocidades até 5 quilômetros por segundo. Parece também que a água não está sozinha circulando em torno do planeta. Foi descoberto que o lado noturno é suficientemente frio para hospedar nuvens exóticas de ferro e corindo, um mineral que compõe rubis e safiras. Estas nuvens, como o vapor de água, podem deslocar-se até ao lado diurno, onde as altas temperaturas vaporizam os metais para o estado gasoso. Pelo caminho, pode ser produzida chuva exótica, como gemas líquidas das nuvens de corindo.

A equipe observou WASP-121b usando uma câmara espectroscópica a bordo do telescópio espacial Hubble. O instrumento observa a luz de um planeta e da sua estrela, analisando seus comprimentos de onda constituintes, cujas intensidades fornecem pistas sobre a temperatura e composição de uma atmosfera. Através de estudos espectroscópicos, os cientistas observaram detalhes atmosféricos nos lados diurnos de muitos exoplanetas. Mas fazer o mesmo para o lado noturno é muito mais complicado, uma vez que requer a observação de pequenas mudanças em todo o espectro do planeta à medida que orbita a sua estrela.

O exoplaneta WASP-121b foi observado durante duas órbitas completas, uma em 2018, e a outra em 2019. Para ambas as observações, os pesquisadores examinaram os dados de luz em busca de uma linha específica, ou característica espectral, que indicava a presença de vapor de água. 

A característica mutável da água ajudou a equipe a mapear o perfil da temperatura tanto no lado do dia como no lado da noite. Descobriram que o lado diurno varia de 2.500 K na sua camada observável mais profunda até 3.500 K nas suas camadas mais altas. O lado noturno varia de 1.800 K na camada mais profunda a 1.500 K na atmosfera superior. Curiosamente, os perfis de temperatura parecem inverter-se, subindo com a altitude no lado diurno e descendo com a altitude no lado noturno. 

Os pesquisadores passaram então os mapas de temperatura através de vários modelos para identificar elementos químicos susceptíveis de existirem na atmosfera do planeta, dadas as altitudes e temperaturas específicas. Esta modelagem revelou o potencial para nuvens metálicas, como ferro, corindo e titânio no lado noturno. 

Os astrônomos reservaram tempo no telescópio espacial James Webb para observar WASP-121b no final deste ano e esperam mapear as mudanças não só no vapor de água, mas também no monóxido de carbono, que os cientistas suspeitam residir na atmosfera. A quantidade de carbono e oxigênio na atmosfera fornece pistas sobre onde este tipo de planeta se forma.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

O par de anãs marrons com a maior separação uma da outra

Uma equipe de astrônomos descobriu um raro par de anãs marrons que tem a mais ampla separação de qualquer sistema binário destes astros encontrado até à data.

© William Pendrill (ilustração de um sistema binário com duas anãs marrons)

Devido ao seu pequeno tamanho, os sistemas binários de anãs marrons são normalmente muito íntimos. A força gravitacional entre um par de anãs marrons é inferior à de um par de estrelas com a mesma separação, pelo que os binários largos de anãs marrons são mais susceptíveis de se separarem com o tempo, tornando este par de anãs marrons um achado excepcional. 

O estudo se baseia em observações do Cool Star Lab da Universidade da Califórnia em San Diego, realizadas com o Observatório W. M. Keck em Maunakea, Havaí. Usando o instrumento NIRES (Near-Infrared Echellette Spectrometer) do Observatório Keck, os astrônomos obtiveram espectros infravermelhos do sistema binário, chamado CWISE J014611.20-050850.0AB. 

Os dados revelaram que as duas anãs marrons se encontram separadas por cerca de 19,3 bilhões de quilômetros, ou mais de três vezes a distância de Plutão ao Sol. Esta distância confirma que o incomum par de anãs marrons bate o recorde de maior separação entre uma e outra. 

A anã marrom secundária é extremamente fraca, mas com o Keck foi possível obter dados espectrais suficientemente bons para classificar ambas as fontes e assim identificá-las como membros de uma classe rara de anãs azuis de classe L. Sistemas largos e de baixa massa como CWISE J014611.20-050850.0AB são normalmente perturbados no início das suas vidas. 

As anãs marrons são objetos celestes menores do que uma estrela normal. Estes objetos não são massivos o suficiente para sustentar a fusão nuclear e brilharem como estrelas normais, mas são suficientemente quentes para irradiar energia.

O WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA descobriu muitas anãs marrons através do projeto de ciência cidadã Backyard Worlds: Planet 9, que solicita ajuda do público para procurar no banco de dados de imagens WISE anãs marrons e estrelas de baixa massa, algumas das vizinhas mais próximas do Sol.

Para este estudo, os pesquisadores analisaram imagens das descobertas do Backyard Worlds, onde as anãs marrons companheiras podem ter sido ignoradas. Ao fazê-lo, descobriram o raro sistema binário CWISE J014611.20-050850.0AB composto por duas anãs marrons. 

A equipe estudou cerca de 3.000 anãs marrons do projeto Backyard Worlds, uma a uma, e comparou as imagens do WISE com imagens de outros levantamentos à procura de evidências de companheiras de anãs marrons. A equipe então utilizou dados do DES (Dark Energy Survey) para confirmar que se tratava de um par de anãs marrons. Foi utilizado também o NIRES do Observatório Keck para confirmar que as anãs marrons têm tipos espectrais L4 e L8, e que estão a uma distância estimada de aproximadamente 40 parsecs, ou 130,4 anos-luz da Terra, com uma separação de 129 UA (unidades astronômicas), ou 129 vezes a distância entre o Sol e a Terra. 

A equipe espera que esta descoberta forneça a oportunidade de estudar sistemas binários de anãs marrons e de desenvolver modelos e procedimentos que ajudem a reconhecer mais destes sistemas no futuro. Os sistemas binários são utilizados para calibrar muitas relações em astronomia e este par de anãs marrons recentemente descoberto apresentará um importante teste dos modelos de formação e evolução das anãs marrons. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Novos conhecimentos sobre a formação das anãs marrons

As anãs marrons são corpos celestes estranhos, ocupando uma espécie de posição intermediária entre as estrelas e os planetas.

© ESO (nebulosa na constelação da Serpente)

Os astrofísicos por vezes chamam-lhes "estrelas falhadas" porque não têm massa suficiente para queimar hidrogênio nos seus núcleos e assim brilhar como estrelas. Debate-se constantemente se a formação das anãs marrons é simplesmente uma versão em escala reduzida da formação de estrelas semelhantes ao Sol. 

Os astrofísicos concentram-se nas anãs marrons mais jovens, também chamadas proto-anãs marrons. Têm apenas alguns milhares de anos e ainda se encontram nas fases iniciais de formação. Querem saber se o gás e a poeira destas proto-anãs castanhas se assemelham à composição das protoestrelas semelhantes ao Sol mais jovens. 

O foco de interesse é o metano, uma molécula simples e muito estável que, uma vez formada, só pode ser destruída por processos físicos altamente energéticos. Tem sido encontrado em vários exoplanetas. No passado, o metano desempenhou um papel fundamental para identificar e estudar as propriedades das anãs marrons mais antigas da Via Láctea, que têm várias centenas a bilhões de anos. 

Agora, pela primeira vez, uma equipe liderada por Basmah Riaz da Universidade de Munique detectou inequivocamente metano deuterado (CH₃D) em três proto-anãs marrons. É a primeira detecção clara de CH₃D fora do Sistema Solar. Este é um resultado inesperado. 

As proto-anãs marrons são objetos muito frios e densos. Isto torna-as difíceis de estudar em busca de assinaturas de metano no infravermelho próximo. Em contraste, podem ser facilmente observadas nos comprimentos de onda milimétricos. Ao contrário do metano que não tem assinatura espectral no domínio do rádio devido à sua simetria, o CH₃D pode ser observado em comprimentos de onda milimétricos. A primeira detecção de CH₃D foi ainda mais espantosa porque, de acordo com as teorias de formação das anãs marrons, as proto-anãs marrons são mais frias (cerca de 10 Kelvin ou menos) e mais densas do que as protoestrelas. 

Com base na teoria química, o CH₃D é formado preferencialmente quando o gás é mais quente, a temperaturas de cerca de 20 a 30 Kelvin. As medições implicam que pelo menos uma fração significativa do gás numa proto-anã marrom tem mais do que 10 Kelvin, caso contrário o CH₃D não deveria estar sequer lá. 

A abundância de CH₃D fornece aos cientistas uma estimativa da abundância de metano. É também inesperado que, embora só haja uma protoestrela semelhante ao Sol conhecida até à data onde o CH₃D foi detectado provisoriamente, a equipe da Universidade de Munique detectou firmemente CH₃D em três proto-anãs marrons. Isto significa que as proto-anãs marrons exibem uma química orgânica quente e rica, e estes objetos astrofísicos compactos e frios podem não ser simplesmente uma réplica à escala reduzida das protoestrelas.

O metano nas proto-anãs marrons pode ou não sobreviver ou reter uma abundância tão elevada nas anãs marrons mais antigas. Uma vez que um ambiente quente é favorável à formação de moléculas mais complexas, as proto-anãs marrons são objetos intrigantes onde, no futuro, são objetos propícios para procurar estas moléculas.

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

Fonte: Universität München

Hubble capta um par galáctico peculiar

Esta imagem do telescópio espacial Hubble mostra Arp 298, um par impressionante de galáxias em interação.

© Hubble (Arp 298)

O Arp 298, que compreende as duas galáxias NGC 7469 e IC 5283, fica a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Pegasus.

A maior das duas galáxias retratadas aqui é a galáxia espiral barrada NGC 7469, e IC 5283 é sua companheira diminuta. A NGC 7469 também abriga um buraco negro supermassivo ativo e um anel brilhante de aglomerados de estrelas. Ela foi descoberta em 12 de Novembro de 1784 por William Herschel.

O “Arp” no nome deste par de galáxias significa que eles estão listados no Atlas de Galáxias Peculiares compilado pelo astrônomo Halton Arp. O Atlas de Galáxias Peculiares é uma galeria de galáxias estranhas contendo estruturas peculiares, desde braços espirais segmentados até anéis concêntricos. 

Fonte: ESA

Buraco negro supermassivo escondido num anel de poeira cósmica

Com o auxílio do Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do Observatório Europeu do Sul (ESO), foi observada uma nuvem de poeira cósmica no centro da galáxia Messier 77 (M77) que esconde um buraco negro supermassivo.

© ESO (galáxia M77 e o seu núcleo ativo)

A descoberta confirmou previsões feitas há cerca de 30 anos e fornece aos astrônomos novas pistas sobre os “núcleos ativos de galáxias”, objetos cósmicos que se situam entre os mais brilhantes e enigmáticos que existem no Universo. Os Núcleos Ativos de Galáxias (AGNs, em inglês) são fontes extremamente energéticas impulsionadas por buracos negros supermassivos que se encontram no centro de algumas galáxias. Estes buracos negros se alimentam de enormes quantidades de gás e poeira cósmica. Antes de ser consumido, este material espirala em direção ao buraco negro e grandes quantidades de energia são liberadas no processo, muitas vezes ofuscando todas as estrelas da galáxia. 

Os AGNs têm intrigado os astrônomos desde que estes objetos brilhantes foram inicialmente observados na década de 1950. Agora, e graças ao VLTI do ESO, uma equipe de pesquisadores, liderada por Violeta Gámez Rosas da Universidade de Leiden nos Países Baixos, deu um passo fundamental para entender como eles funcionam e como eles se parecem de perto. 

Ao executarem observações extremamente detalhadas do centro da galáxia M77, também conhecida por NGC 1068, Gámez Rosas e a sua equipe detectaram um anel espesso de gás e poeira cósmica que esconde um buraco negro supermassivo. Esta descoberta fornece evidências vitais para apoiar uma teoria de 30 anos conhecida como Modelo Unificado dos AGNs. 

Os astrônomos sabem que existem diferentes tipos de AGN. Por exemplo, alguns emitem no rádio enquanto outros não; alguns AGNs brilham intensamente no visível, enquanto outros, como M77, são bastante tênues nestes comprimentos de onda. O Modelo Unificado diz que, apesar destas diferenças, todos os AGNs apresentam a mesma estrutura básica: um buraco negro supermassivo cercado por um espesso anel de poeira. 

De acordo com este modelo, qualquer diferença na aparência dos AGNs se deve à orientação com que vemos a partir da Terra o buraco negro e o seu espesso anel. O tipo de AGN que vemos depende de quanto é que o anel obscurece o buraco negro, do nosso ponto de vista, escondendo-o completamente em alguns casos.

Os astrônomos encontraram anteriormente algumas evidências que apoiam o Modelo Unificado, incluindo a descoberta de poeira quente no centro de M77. Contudo, restavam ainda dúvidas sobre se esta poeira poderia esconder completamente o buraco negro e assim explicar porque é que este AGN brilha menos intensamente no visível do que outros.

As observações foram possíveis graças ao instrumento MATISSE (Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment) montado no VLT do ESO, situado no deserto chileno do Atacama. O MATISSE combina a luz infravermelha coletada pelos quatro telescópios de 8,2 metros do VLT por meio da técnica de interferometria. A equipe utilizou este instrumento para observar o centro de M77, localizado a 47 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação da Baleia.

O MATISSE consegue observar uma ampla gama de comprimentos de onda infravermelhos, permitindo ver através da poeira e medir temperaturas com precisão. Como o VLTI é um interferômetro muito grande, possui efetivamente resolução suficiente para ver o que se passa em galáxias tão distantes como M77. As imagens obtidas mostram detalhadamente variações em temperatura e absorção das nuvens de poeira situadas em torno do buraco negro. Ao combinar as variações da temperatura da poeira, causadas pela radiação intensa emitida pelo buraco negro, com mapas de absorção, a equipe conseguiu criar uma imagem detalhada da poeira e localizar a região onde deve estar o buraco negro.

A poeira num anel interno espesso e um disco mais extenso, com o buraco negro posicionado em seu centro sustenta o Modelo Unificado. A equipe usou também dados do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e do VLBA (Very Long Baseline Array) do Observatório Nacional de Radioastronomia dos EUA, para construir a imagem.

Os pesquisadores querem agora usar o VLTI do ESO para encontrar mais evidências que apoiem o Modelo Unificado dos AGNs, observando mais galáxias deste tipo. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, programado para começar a observar ainda esta década, irá também ajudar nesta busca, fornecendo resultados e permitirão explorar a interação entre AGNs e galáxias.

Esta pesquisa foi apresentada no artigo intitulado “Thermal imaging of dust hiding the black hole in the Active Galaxy NGC 1068” publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Os momentos finais de remanescentes planetários

Foi observado pela primeira vez o momento em que os destroços de planetas destruídos impactam na superfície de uma estrela anã branca.

© Mark Garlick (ilustração da anã branca G29-38)

Os astrônomos usaram raios X para detectar o material rochoso e gasoso, deixado por um sistema planetário após a sua estrela hospedeira morrer, à medida que colide e é consumido dentro da superfície da estrela. 

Os resultados são a primeira medição direta da acreção de material rochoso sobre uma anã branca e confirmam décadas de evidências indiretas de acreção em mais de mil estrelas até agora. O evento observado ocorreu bilhões de anos após a formação do sistema planetário.

O destino da maioria das estrelas, incluindo aquelas como o nosso Sol, é tornar-se numa anã branca. Foram descobertas mais de 300.000 anãs brancas na nossa Galáxia, e acredita-se que muitas estejam acretando destroços de planetas e outros objetos que uma vez as orbitaram. 

Ao longo de várias décadas, os astrônomos têm usado espectroscopia em comprimentos de onda ópticos e ultravioletas para medir a abundância de elementos na superfície da estrela e trabalhar, a partir daí, a composição do objeto de onde veio. Os astrônomos têm evidências indiretas, a partir de observações espectroscópicas, de que estes objetos estão acretando ativamente, que mostram 25 a 50% das anãs brancas com elementos pesados como ferro, cálcio e magnésio poluindo as suas atmosferas. Porém, até agora os astrônomos não tinham visto o material enquanto era atraído para a estrela. 

Uma anã branca é uma estrela que queimou todo o seu combustível e que liberou as suas camadas exteriores, potencialmente destruindo ou perturbando qualquer corpo orbital no processo. À medida que o material destes corpos é puxado para perto da estrela a uma velocidade suficientemente elevada, colide com a superfície, formando um plasma aquecido devido ao choque. Este plasma, com uma temperatura entre 100.000 e 1 milhão Kelvin, instala-se então à superfície e à medida que arrefece emite raios X que podem ser detectados. 

Os raios X são semelhantes à luz que os nossos olhos podem ver, mas têm muito mais energia. São criados por elétrons velozes. Frequentemente usados na medicina, na astronomia os raios X são a impressão digital do material que precipita sobre objetos exóticos, tais como buracos negros e estrelas de nêutrons. 

A detecção destes raios X é muito difícil, uma vez que a pequena quantidade que chega à Terra pode ser perdida entre outras fontes de raios X brilhantes no céu. Assim, os astrônomos aproveitaram o observatório de raios X Chandra, normalmente usado para detectar raios X de buracos negros e estrelas de nêutrons em acreção, para analisar a anã branca próxima G29-38. Com a resolução angular melhorada do Chandra em relação a outros telescópios, puderam isolar a estrela alvo das outras fontes de raios X e observar, pela primeira vez, raios X de uma anã branca isolada. Confirma décadas de observações da acreção de material em anãs brancas que se basearam em evidências de espectroscopia.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Warwick