Uma fórmula de antienvelhecimento para as estrelas

De acordo com um novo estudo de vários sistemas, utilizando o observatório de raios X Chandra da NASA, os planetas podem forçar as suas estrelas hospedeiras a agir mais jovens do que são.

© NASA (ilustração de planeta gigante gasoso orbitando sua estrela)

Esta pode ser a melhor evidência de que alguns planetas aparentemente atrasam o processo de envelhecimento das estrelas que orbitam. Embora a propriedade antienvelhecimento dos Júpiteres quentes (isto é, exoplanetas gigantes gasosos que orbitam uma estrela à distância de Mercúrio, ou até mais perto) já tenha sido vista anteriormente, este resultado é a primeira vez que é sistematicamente documentada, proporcionando o teste mais forte até agora deste fenômeno exótico.

Um Júpiter quente pode potencialmente influenciar a sua estrela hospedeira devido às forças das marés, fazendo com que a estrela gire mais rapidamente do que se não tivesse um planeta assim. Esta rotação mais rápida pode tornar a estrela hospedeira mais ativa e produzir mais raios X, sinais geralmente associados à juventude estelar. No entanto, há muitos fatores que podem determinar a vitalidade de uma estrela. Todas as estrelas abrandam a sua rotação e atividade e sofrem menos erupções à medida que envelhecem.

Dado que é um desafio determinar com precisão as idades da maioria das estrelas, tem sido difícil para os astrônomos identificar se uma estrela é incomumente ativa porque está sendo afetada por um planeta próximo, tornando-a mais jovem do que realmente é, ou porque é de fato jovem. 

O novo estudo abordou este problema através da observação de sistemas binários onde as estrelas estão amplamente separadas, mas apenas uma delas tem um Júpiter quente em órbita. Os astrônomos sabem que as estrelas em sistemas binários formam-se ao mesmo tempo. A separação entre as estrelas é demasiado grande para que se possam influenciar mutuamente ou para que o Júpiter quente possa afetar a outra estrela. Isto significa que podem usar a estrela sem planeta no binário como objeto de controle.

Ao comparar uma estrela, que hospeda um planeta próximo, com a sua gêmea, que não tem um planeta próximo, pode ser estudado as diferenças de comportamento de estrelas com a mesma idade. 

A equipe utilizou a quantidade de raios X para determinar quão "jovem" uma estrela está agindo. Pram procuradas evidências da influência planeta na estrela, estudando quase três dúzias de sistemas em raios X (a amostra final continha 10 sistemas observados pelo Chandra e seis pelo XMM-Newton da ESA, com vários observados por ambos).

Descobriram que as estrelas com Júpiteres quentes tendem a ser mais brilhantes em raios X e, portanto, mais ativas do que as suas estrelas companheiras sem Júpiteres quentes. Em casos anteriores houve algumas pistas muito intrigantes, mas agora nota-se finalmente evidências estatísticas de que alguns planetas estão influenciando as suas estrelas e a mantê-las jovens. 

O artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Alerta vermelho estelar

Astrônomos desenvolvem um “sistema de alerta” para ajudar a prever explosões de estrelas em supernovas e coordenar telescópios a tempo de observá-las.

© ESO (ilustração de uma supernova)

Um novo estudo analisou o comportamento de estrelas entre 8 e 20 massas solares em seus últimos momentos de vida, a sua fase de supergigante vermelha.

O grupo, composto por pesquisadores da Universidade John Moores, no Reino Unido, e da Universidade de Montpellier, na França, concluiu que estas estrelas, pouco antes de explodir, se tornam 100 vezes menos brilhantes em comprimentos de onda da luz visível. 

Este “alerta” é causado pela acumulação repentina de matéria ao redor da estrela, acarretada pelas mudanças em seu comportamento pré-explosão. Até agora, não se sabia a velocidade com que as estrelas reuniam este material opaco, e agora há possibilidade da primeira simulação da aparência das supergigantes vermelhas obscurecidas.

Dados de arquivo de telescópios que observam o céu continuamente mostram que menos de um ano antes de suas respectivas supernovas, este obscurecimento ainda não estava presente, sua ocorrência é, portanto, extremamente rápida, logo antes da explosão. Este material denso obscurece a estrela quase completamente, tornando-a 100 vezes menos brilhante na parte visível do espectro; significando que, no dia antes da estrela explodir, provavelmente não será possível observá-la.

As explosões estelares, ou supernovas, ocorrem em estrelas com várias vezes a massa do Sol quando estas estão chegando nos últimos estágios de sua evolução. Todas as estrelas são grandes usinas nucleares, utilizando de sua enorme gravidade para esmagar elementos, principalmente o hidrogênio, e realizar fusão entre eles para gerar energia e liberar grandes quantidades de calor. Porém, ao longo de bilhões de anos, conforme este “combustível” se esgota, a estrela é obrigada a fundir elementos maiores, liberando mais energia e promovendo uma expansão: a fase de gigante, ou supergigante, vermelha. Se as estrelas forem massivas o suficiente, elas fundirão elementos até atingir seus limites; ao esgotar o combustível, elas sofrerão uma rápida contração (gerada pela gravidade), seguida de um curto e intenso período de fusão de elementos pesados, que libera enormes quantidades de energia e chega ao fim rapidamente, na forma de enormes explosões.

Estes fenômenos, de grande interesse para a astronomia e astrofísica, geralmente são observados por cientistas logo depois da explosão, quando chamam atenção por seu intenso brilho. Mas, este “sistema de alerta” pode ajudar a realizar observações preliminares. Até agora, só é possível obter observações detalhadas de supernovas apenas horas depois de ocorrerem. Porém, esta previsão possibilita observá-las em tempo real, para apontar os melhores telescópios do mundo em direção a suas estrelas precursoras e vê-las se destroçando diante de nossos olhos. 

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

Fonte: Scientific American

Um impressionante impacto de meteoroide em Marte

O "lander" InSight da NASA registou um sismo marciano de magnitude 4 no dia 24 de dezembro do ano passado, mas só mais tarde foi descoberta a causa deste sismo: o impacto de um meteoroide, estimado como um dos maiores vistos em Marte desde que a NASA começou a explorar o cosmos.

© NASA (cratera na região Amazonis Planitia em Marte)

Além disso, a colisão com a superfície escavou pedaços de gelo do tamanho de pedregulhos mais perto do equador marciano do que alguma vez foi encontrado, uma descoberta com implicações para os planos futuros da NASA de enviar astronautas para o Planeta Vermelho.

Os cientistas determinaram que o sismo resultou do impacto de um meteoroide quando olharam para o antes e depois em imagens da MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) da NASA e avistaram uma nova cratera. 

Estima-se que o meteoroide tenha tido entre 5 a 12 metros, suficientemente pequeno para ter ardido na atmosfera terrestre, mas não na fina atmosfera de Marte, que tem apenas 1% da sua densidade. O impacto, numa região chamada Amazonis Planitia, escavou uma cratera com cerca de 150 metros de diâmetro e 21 metros de profundidade. Alguns dos detritos ejetados pelo impacto voaram até 37 quilômetros de distância.

Com imagens e dados sísmicos documentando o evento, pensa-se que esta é uma das maiores crateras cuja formação foi já testemunhada no Sistema Solar. Existem muitas crateras maiores no Planeta Vermelho, mas são significativamente mais velhas e são anteriores a qualquer missão marciana.

O módulo InSight tem visto a sua energia diminuir drasticamente nos últimos meses devido à acumulação de poeira nos seus painéis solares. Espera-se agora que o módulo seja desligado nas próximas seis semanas, pondo fim à ciência da missão.

O InSight está estudando a crosta, o manto e o núcleo do planeta. As ondas sísmicas são fundamentais para a missão e revelaram o tamanho, profundidade e composição das camadas interiores de Marte. Desde que pousou em novembro de 2018, o InSight detectou 1.318 sismos marcianos, incluindo vários provocados por impactos de meteoroides menores. Mas o sismo resultante do impacto de dezembro passado foi o primeiro observado a ter ondas superficiais, uma espécie de onda sísmica que ondula ao longo do topo da crosta de um planeta.

Dois artigos científicos relacionados ao impacto foram publicados na revista Science. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Vestígios de um antigo oceano descobertos em Marte

Um conjunto recentemente divulgado de mapas topográficos fornece novas evidências para um antigo oceano no norte de Marte.

© NASA (Aeolis Dorsa em Marte)

Os mapas oferecem o caso mais forte de que o planeta outrora teve uma subida do nível do mar consistente com um prolongado clima quente e úmido, e não a paisagem dura e gelada que existe hoje em dia.

Isto fornece como era o clima antigo e a sua evolução. Com base nestas descobertas, sabe-se que deve ter havido um período que era suficientemente quente e a atmosfera era suficientemente espessa para suportar tanta água líquida de uma só vez. Há muito que se debate, na comunidade científica, se Marte já teve um oceano no seu hemisfério norte de baixa elevação. 

Usando dados topográficos, os pesquisadores conseguiram mostrar evidências definitivas de uma linha costeira com cerca de 3,5 bilhões de anos com uma acumulação sedimentar substancial, de pelo menos 900 metros de espessura, que cobre centenas de milhares de quilômetros quadrados.

A grande novidade deste estudo foi pensar em Marte em termos da sua estratigrafia e do seu registo sedimentar. Na Terra, traçamos a história dos cursos de água olhando para os sedimentos que se depositam ao longo do tempo, ou seja, a estratigrafia, a ideia de que a água transporta sedimentos e que se podem medir as mudanças na Terra através da compreensão da forma como os sedimentos se acumulam.

A equipe utilizou software desenvolvido pelo USGS (United States Geological Survey) para mapear dados da NASA e do instrumento MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) da sonda Mars Global Surveyor. Descobriram mais de 6.500 quilômetros de cristas fluviais e agruparam-nas em 20 sistemas para mostrar que são provavelmente deltas de rios ou canais submarinos, os remanescentes de uma antiga linha costeira marciana.

Elementos de formações rochosas, tais como espessuras do sistema de cristas, elevações, localizações e possíveis direções de fluxo sedimentar ajudaram na compreensão da evolução da paleogeografia da região. A área que antes era oceânica é agora conhecida como Aeolis Dorsa e contém a mais densa coleção de cristas fluviais do planeta. 

O nível do mar subiu significativamente. As rochas estavam sendo depositadas ao longo das suas bacias a um ritmo acelerado. Havia muitas mudanças acontecendo ali. Na Terra, as antigas bacias sedimentares contêm os registos estratigráficos da evolução do clima e da vida. Se os cientistas quiserem encontrar um registo de vida em Marte, um oceano tão grande como o que outrora cobriu Aeolis Dorsa seria o local mais lógico para começar.

Se houvesse marés no antigo Marte, teriam existido neste local, trazendo suavemente água para dentro e para fora. Este é exatamente o tipo de lugar onde a antiga vida marciana poderia ter evoluído. 

Um estudo futuro na revista Journal of Sedimentary Research mostra que vários afloramentos visitados pelo rover Curiosity eram provavelmente estratos sedimentares de antigas barras de rios. Outro artigo publicado na revista Nature Geoscience aplica uma técnica de imagem acústica, usada para ver estratigrafia sob o fundo do mar do Golfo do México, com um modelo de erosão de uma bacia marciana. 

Os pesquisadores determinaram que os relevos chamados cristas fluviais, encontradas amplamente em Marte, são provavelmente antigos depósitos fluviais erodidos de grandes bacias semelhantes a Aeolis Dorsa.

Um artigo foi publicado no periódico Journal of Geophysical Research: Planets. 

Fonte: Pennsylvania State University

O fantasma de uma estrela gigante

Uma teia de aranha fantasmagórica, dragões mágicos ou rastros de fantasmas? O que você vê nesta imagem do remanescente de supernova da Vela?

© VLT Survey Telescope (remanescente de supernova da Vela)

Esta bela tapeçaria de cores, que foi captada com grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, mostra os restos de uma estrela gigantesca. 

Esta fina estrutura de nuvens rosa e laranja é tudo o que resta de uma estrela massiva que terminou a sua vida numa enorme explosão há cerca de 11 mil anos. Quando as estrelas mais massivas chegam ao fim das suas vidas, geralmente explodem violentamente num evento chamado supernova.

Estas explosões provocam ondas de choque que se deslocam pelo gás circundante, comprimindo-o e criando intricadas estruturas filamentares. A energia liberada aquece os tentáculos gasosos, fazendo-os brilhar intensamente. 

Nesta imagem de 554 milhões de pixels, temos uma vista extremamente detalhada do remanescente da supernova da Vela, assim designada pela sua localização na constelação austral da Vela. Caberiam nove luas cheias nesta imagem e a nuvem completa é ainda maior.

Situado a apenas 800 anos-luz de distância da Terra, este remanescente de supernova é um dos mais próximos que conhecemos. Quando explodiu, as camadas mais exteriores da estrela progenitora foram ejetadas no gás circundante, dando origem a estes filamentos.

O que resta da estrela é apenas uma bola ultradensa na qual os prótons e elétrons são forçados a formar nêutrons, ou seja, uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons do remanescente da Vela, que se encontra ligeiramente fora da imagem no canto superior esquerdo, é um pulsar que gira em seu próprio eixo a uma velocidade incrível de mais de 10 vezes por segundo.

Esta imagem é um mosaico de observações obtidas com a câmara de campo amplo OmegaCAM, montada no VST. A câmara de 268 milhões de pixels pode obter imagens através de vários filtros que deixam passar luz de diferentes cores. Nesta imagem específica do remanescente da Vela foram usados quatro filtros diferentes, representados aqui por uma combinação de magenta, azul, verde e vermelho. O VST pertence ao Instituto Nacional de Astrofísica da Itália, INAF, e com o seu espelho de 2,6 metros é um dos maiores telescópios dedicados ao levantamento do céu noturno no visível. 

Esta imagem é um exemplo de tal levantamento: o VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge). Durante cerca de sete anos, este rastreio mapeou uma área considerável da nossa Galáxia, permitindo aos astrônomos compreender melhor como é que as estrelas se formam, evoluem e eventualmente morrem. 

Fonte: ESO

Estrela anã M parece não ter qualquer atmosfera

Um planeta semelhante à Terra, em órbita de uma anã M, o tipo mais comum de estrela no Universo, parece não ter qualquer atmosfera.

© NASA (atmosfera de planeta sendo dilacerada por estrela)

Esta descoberta poderá provocar uma grande mudança na procura por vida em outros planetas. Dado que as anãs M são tão ubíquas, esta descoberta significa que um grande número de planetas que orbitam estas estrelas podem também carecer de atmosferas e, portanto, é pouco provável que abriguem vida. 

Este planeta orbita a sua estrela duas vezes no decurso de um único dia na Terra. É ligeiramente maior do que a Terra e está muito mais próximo da sua estrela do que a Terra está do Sol, tornando GJ 1252b intensamente quente, bem como inóspito. A pressão da radiação da estrela é imensa, o suficiente para soprar para longe a atmosfera de um planeta. 

A Terra também perde alguma da sua atmosfera com o tempo devido ao Sol, mas as emissões vulcânicas e outros processos cíclicos do carbono tornam a perda quase imperceptível ao ajudar a repor o que se perde. No entanto, numa maior proximidade com uma estrela, um planeta pode não conseguir continuar repondo a quantidade que se perde.

No nosso Sistema Solar, este é o destino de Mercúrio. Mercúrio tem uma atmosfera, mas é extremamente fina, constituída por átomos arrancados da sua superfície pelo Sol. O calor extremo do planeta faz com que estes átomos escapem para o espaço. 

Para determinarem que GJ 1252 b não tinha atmosfera, os astrônomos mediram a radiação infravermelha do planeta à medida que a sua luz era obscurecida durante um eclipse secundário. Este tipo de eclipse ocorre quando um planeta passa atrás de uma estrela e a luz do planeta, bem como a luz refletida da sua estrela, é bloqueada. A radiação revelou que as abrasadoras temperaturas diurnas do planeta atingem 1.228 ºC, quente o suficiente para derreter o ouro, prata e cobre. O calor, juntamente com a suposta baixa pressão superficial, propicia a falta de atmosfera. 

Mesmo com uma enorme quantidade de dióxido de carbono, que aprisiona o calor, os pesquisadores concluíram que GJ 1252b mesmo assim não seria capaz de sustentar uma atmosfera. O planeta poderia ter 700 vezes mais carbono do que a Terra tem, e ainda assim não teria uma atmosfera. 

As estrelas anãs M tendem a ter mais surtos e mais atividade do que o Sol, reduzindo ainda mais a probabilidade de que os planetas que as rodeiam intimamente possam agarrar as suas atmosferas. 

Existem 5.000 estrelas próximas da Terra, a maioria delas anãs M. Mesmo que os planetas que as orbitam possam ser totalmente descartados, ainda existem cerca de 1.000 estrelas semelhantes ao Sol com condições que permitem a habitabilidade exoplanetária.

Se um planeta estiver suficientemente longe de uma anã M, pode potencialmente reter uma atmosfera. Ainda não se pode concluir que todos os planetas rochosos em torno destas estrelas vão ser reduzidos ao destino de Mercúrio. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: University of California

Um mundo "marshmallow" em órbita de uma fria anã vermelha

Usando o telescópio WIYN de 3,5 metros no Observatório Nacional de Kitt Peak, no estado norte-americano do Arizona, os astrônomos observaram um planeta incomum semelhante a Júpiter em torno de uma fria estrela anã vermelha.

© NOIRLab (exoplaneta gigante gasoso em órbita de estrela anã vermelha)

Localizado a aproximadamente 580 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Cocheiro, este planeta, identificado como TOI-3757 b, é o planeta com a menor densidade jamais detectado em torno de uma anã vermelha e estima-se que tenha uma densidade média semelhante à de um marshmallow.

As estrelas anãs vermelhas são os membros menores e tênues das chamadas estrelas da sequência principal; estrelas que convertem hidrogênio em hélio nos seus núcleos a um ritmo constante. Embora "frias" em comparação com estrelas como o nosso Sol, as estrelas anãs vermelhas podem ser extremamente ativas e sofrer erupções poderosas capazes de despojar um planeta da sua atmosfera, tornando este sistema estelar num local aparentemente inóspito para formar um planeta tão delicado.

Os planetas gigantes que orbitam anãs vermelhas têm, tradicionalmente, sido considerados difíceis de formar. Até agora, isto só foi analisado com pequenas amostras de levantamentos Doppler, que tipicamente encontram planetas gigantes mais longe destas estrelas anãs vermelhas. 

Ainda existem mistérios inexplicados acerca de TOI-3757 b, sendo o maior planeta gigante gasoso que se pode formar em torno de uma estrela anã vermelha, e especialmente um planeta de tão baixa densidade. 

Os pesquisadores podem ter uma solução para este mistério. Propõem que a densidade muito baixa de TOI-3757 b pode ser o resultado de dois fatores. O primeiro está relacionado com o núcleo rochoso do planeta; pensa-se que os gigantes de gás começam como núcleos rochosos massivos com cerca de dez vezes a massa da Terra, momento em que rapidamente puxam grandes quantidades de gás vizinho para formar os gigantes de gás que vemos hoje. A estrela hospedeira de TOI-3757 b tem uma menor abundância de elementos pesados em comparação com outras anãs-M que abrigam gigantes gasosos, e isto pode ter resultado na formação mais lenta do núcleo rochoso, atrasando o início da acreção de gás e afetando assim a densidade global do planeta. O segundo fator pode ser a órbita do planeta, que é ligeiramente elíptica. Há momentos em que se aproxima mais da sua estrela do que em outros, resultando num substancial excesso de aquecimento que pode provocar o inchaço da atmosfera do planeta.

O planeta foi inicialmente avistado pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. O TESS analisou o trânsito deste exoplaneta TOI-3757 b em frente da sua estrela, o que permitiu o cálculo do diâmetro do planeta em cerca de 150.000 quilômetros, ou ligeiramente maior do que o de Júpiter. O planeta completa uma órbita em torno da sua estrela hospedeira em apenas 3,5 dias, 25 vezes menos do que o planeta mais próximo do Sol, Mercúrio, que leva cerca de 88 dias para o fazer.

Os astrônomos mediram o movimento aparente da estrela ao longo da nossa linha de visão, também conhecido como a sua velocidade radial. Estas medições forneceram a massa do planeta, que foi calculada como sendo cerca de um-quarto da de Júpiter, ou cerca de 85 vezes a massa da Terra. Sabendo o tamanho e a massa foi possível calcular a densidade média de TOI-3757 b, 0,27 gramas por centímetro cúbico, o que a tornaria inferior a metade da densidade de Saturno (o planeta com a densidade mais baixa do Sistema Solar), cerca de um-quarto da densidade da água (o que significa que flutuaria se colocado numa banheira gigante cheia de água) ou com a densidade semelhante à de um marshmallow. 

Potenciais observações futuras da atmosfera deste planeta, usando o novo telescópio espacial James Webb da NASA, podem ajudar a esclarecer a sua natureza inchada.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory

Os raios cósmicos impulsionam ventos galácticos

Utilizando o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), os astrônomos descobriram uma nova e importante pista sobre como as galáxias põem freios aos vigorosos episódios de formação estelar.

© ESO (ilustração de ventos galácticos)

A ilustração mostra os ventos cósmicos (azul e verde) sobreposta a uma imagem, no visível, da galáxia M33 (vermelho e branco) observada com o VST (VLT Survey Telescope) no Observatório Paranal do ESO no Chile.

Um novo estudo da galáxia vizinha M33 indica que os velozes raios cósmicos podem impulsionar ventos que sopram para longe o gás necessário para formar novas estrelas. Tais ventos são responsáveis por abrandar o ritmo de formação estelar à medida que as galáxias evoluem ao longo do tempo. 

No entanto, as ondas de choque de explosões de supernova e de jatos energéticos alimentados por buracos negros supermassivos, provenientes de núcleos galácticos, têm sido considerados os principais impulsionadores destes ventos. 

Pensava-se que os raios cósmicos contribuíam pouco, particularmente em galáxias como M33 que têm regiões de prolífica formação estelar. Temos visto ventos galácticos impulsionados por raios cósmicos na nossa própria Via Láctea e na galáxia de Andrômeda, que têm taxas muito mais fracas de formação estelar, mas ainda não numa galáxia como M33. 

Os astrônomos fizeram detalhadas observações em vários comprimentos de onda de M33 com o VLA, uma galáxia espiral a quase 3 milhões de anos-luz de distância e que faz parte do Grupo Local de galáxias que inclui a Via Láctea. Também utilizaram dados de observações anteriores do VLA, do radiotelescópio de Effelsberg na Alemanha e telescópios de ondas milimétricas, telescópios ópticos e infravermelhos. 

Estrelas muito mais massivas do que o nosso Sol têm vidas mais curtas, acabando por explodir como supernovas. As explosivas ondas de choque podem acelerar as partículas até quase à velocidade da luz, criando raios cósmicos. Uma quantidade suficiente destes raios cósmicos pode construir uma pressão que impulsiona os ventos a afastarem o gás necessário para continuar formando estrelas. As observações VLA indicaram que os raios cósmicos em M33 estão escapando das regiões onde nascem, tornando-os capazes de conduzir ventos mais extensos. 

Com base nas suas observações, os astrônomos concluíram que as numerosas explosões de supernova e remanescentes de supernova nos gigantescos complexos de prolífera formação estelar de M33 tornavam mais prováveis os ventos impulsionados pelos raios cósmicos. Isto significa que os raios cósmicos são provavelmente uma causa mais geral dos ventos galácticos, particularmente em tempos anteriores na história do Universo, quando a formação estelar estava ocorrendo a um ritmo muito mais elevado. Este mecanismo torna-se assim um aspecto mais importante na compreensão da evolução das galáxias ao longo do tempo.

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A estrela de nêutrons mais leve de todos os tempos?

Uma equipe de astrônomos afirma ter medido a estrela de nêutrons mais leve, uma descoberta que pode implicar em nova física, mas uma afirmação tão extraordinária requer provas extraordinárias.

© XMM-Newton / Suzaku (HESS J1731-347)

O objeto em questão é uma estrela de nêutrons bem conhecida no núcleo do remanescente de supernova HESS J1731-347, a mais de 8.000 anos-luz de distância na constelação de Escorpião. 

Depois de reanalisar quase uma década de observações de raios X feitas com os observatórios espaciais XMM-Newton e Suzaku, Victor Doroshenko e colegas da Universidade de Tübingen, Alemanha, concluíram que esta estrela de nêutrons tem apenas 80% da massa do Sol. 

Quando uma estrela envelhecida perde sua batalha contra a gravidade, seu núcleo colapsa, esmagando-se em uma esfera do tamanho de uma cidade. Esta estrela de nêutrons recém-nascida é tão densa que uma única colher de chá trazida para a Terra pesaria 4 bilhões de toneladas. Sua formação desencadeia uma onda de choque que explode as camadas externas da estrela em uma nuvem gasosa, mas o núcleo colapsado ainda deve capturar mais do que a massa de um Sol.

A evidência de uma estrela de nêutrons leve vem da construção de modelos de computador do calor emitido pela superfície e atmosfera de uma estrela de nêutrons e, em seguida, combinando estes modelos com os espectros de raios X. Para fazer isso, os astrônomos fazem algumas suposições: eles argumentam que a estrela de nêutrons irradia uniformemente de sua superfície, aquecendo uma atmosfera baseada em carbono.

Embora a própria estrela de nêutrons seja composta de nêutrons, ela está cercada por uma atmosfera de apenas alguns centímetros de espessura que pode conter núcleos inteiros. Com base nessas suposições, a equipe de Doroshenko reproduz as observações de raios X usando um modelo leve de uma estrela de nêutrons, com entre 0,7 e 1 massa solar e uma circunferência de cerca de 11,25 quilômetros. 

Se for uma estrela de nêutrons, sua massa e seu raio indicam um interior estranho, no qual os nêutrons se desfazem em seus constituintes, ou seja, quarks, ou se transformam em outro estado exótico da matéria.

Observações anteriores de estrelas de nêutrons de alta massa (usando o telescópio de raios X NICER, bem como sinais de ondas gravitacionais) não indicaram tal colapso. Há outra possibilidade intrigante. O objeto poderia ser uma “estrela estranha”, uma estrela feita inteiramente de quarks. Mas a física de fazer uma versão leve de tal estrela é ainda mais complicada do que no caso de estrelas de nêutrons.

A descoberta pode levar a uma nova compreensão de como as estrelas de nêutrons se formam, talvez até uma nova compreensão da física da matéria densa. Os problemas remontam às suposições que a equipe fez ao produzir modelos de estrelas de nêutrons. Talvez haja um campo magnético a ser considerado, ou talvez apenas uma pequena parte da superfície (como seus pólos) irradia, ou sua atmosfera pode ser mais hidrogênio do que carbono. 

Se a equipe quebrar qualquer uma destas suposições, o modelo mais adequado poderá ter uma massa maior. É necessário observações adicionais para fazer medições mais precisas. Sem dúvida, os astrônomos retornarão para revisitar o misterioso objeto neste remanescente de supernova. 

Um artigo foi publicado na Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope

Ondas gravitacionais confirmam uma lei prevista por Stephen Hawking

Apesar de sua natureza misteriosa, acredita-se que os buracos negros seguem certas regras simples. Agora, uma das leis mais famosas dos buracos negros, prevista pelo físico Stephen Hawking, foi confirmada com ondas gravitacionais.

© SXS Project (ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros)

De acordo com o teorema da área do buraco negro, desenvolvido por Hawking no início da década de 1970, os buracos negros não podem diminuir em área de superfície ao longo do tempo. O teorema da área fascina os físicos porque reflete uma regra física bem conhecida de que a desordem, ou entropia, não pode diminuir com o tempo. Em vez disso, a entropia aumenta consistentemente. 

A área da superfície de um buraco negro solitário não mudará; afinal, nada pode escapar de seu interior. No entanto, se você jogar algo em um buraco negro, ele ganhará mais massa, aumentando sua área de superfície. Mas o objeto que chega também pode fazer o buraco negro girar, o que diminui a área da superfície. A lei da área diz que o aumento da área de superfície devido à massa adicional sempre superará a diminuição da área de superfície devido ao spin adicionado.

Para testar essa regra de área, os astrofísicos Maximiliano Isi, do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e Will Farr, da Stony Brook University, em Nova York, usaram ondulações no espaço-tempo provocadas por dois buracos negros que espiralaram para dentro e se fundiram em um buraco negro maior.

A área de superfície de um buraco negro é definida por seu horizonte de eventos, o limite interno do qual é impossível escapar. De acordo com o teorema da área, a área do horizonte de eventos do buraco negro recém-formado deve ser pelo menos tão grande quanto as áreas dos horizontes de eventos dos dois buracos negros originais combinados. 

A equipe analisou dados das primeiras ondas gravitacionais, que foram detectadas pelo Advanced Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, LIGO, em 2015. Os pesquisadores dividiram os dados das ondas gravitacionais em dois segmentos de tempo, antes e depois da fusão, e calcularam as áreas de superfície dos buracos negros em cada período. A área de superfície do buraco negro recém-formado era maior do que a dos dois buracos negros iniciais combinados, mantendo a lei da área com um nível de confiança de 95%. 

O teorema da área é resultado da teoria geral da relatividade de Albert Einstein, que descreve a física dos buracos negros e das ondas gravitacionais. Análises anteriores de ondas gravitacionais concordaram com as previsões da relatividade geral e, portanto, já sugeriram que a lei da área não pode estar totalmente errada. Mas o novo estudo é uma confirmação mais explícita da lei da área. 

Até agora, a teoria da relatividade geral descreve bem os buracos negros. Esta teoria que normalmente se aplica a objetos grandes como buracos negros, ainda possui discrepâncias em relação à mecânica quântica, que descreve pequenas coisas como átomos e partículas subatômicas. Neste reino quântico, coisas estranhas podem acontecer. Por exemplo, os buracos negros podem liberar uma tênue névoa de partículas chamada radiação Hawking, outra ideia desenvolvida por Hawking na década de 1970. Este efeito pode permitir que os buracos negros encolham, violando a lei de área, mas apenas por períodos de tempo extremamente longos, para que não tenha afetado a fusão relativamente rápida de buracos negros que o LIGO observou. 

Os físicos estão procurando uma teoria aprimorada que combine as duas grandes teorias em uma nova e aprimorada teoria da gravidade quântica. Qualquer falha dos buracos negros em obedecer às regras da relatividade geral poderia apontar os físicos na direção certa para encontrar esta nova teoria.

Um artigo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Science News

Descoberto um denso nó cósmico no Universo primitivo

Os astrônomos que olham para o início do Universo fizeram uma descoberta surpreendente utilizando o telescópio espacial James Webb.

© Webb (quasar SDSS J165202.64)

As capacidades espectroscópicas do Webb, combinadas com a sua sensibilidade infravermelha, revelaram um aglomerado de galáxias massivas em processo de formação ao redor de um quasar extremamente vermelho.

O resultado vai expandir a nossa compreensão de como as galáxias no início do Universo se fundiram na teia cósmica que vemos hoje. O quasar em questão, SDSS J165202.64+172852.3, é um quasar "extremamente vermelho" que existe nos primórdios do Universo, há 11,5 bilhões de anos.

Os quasares são um tipo raro e incrivelmente luminoso de núcleo galáctico ativo. Este quasar é um dos mais poderosos núcleos galácticos ativos conhecidos que foi visto a uma distância tão extrema. Os astrônomos tinham especulado que a emissão extrema do quasar poderia causar um "vento galáctico", empurrando gás livre para fora da sua galáxia hospedeira e possivelmente influenciando em muito a sua futura formação estelar.

Um núcleo galáctico ativo é uma região compacta no centro de uma galáxia que emite radiação eletromagnética suficiente para brilhar mais do que todas as estrelas da galáxia. Os núcleos galácticos ativos, incluindo os quasares, são alimentados por gás que cai num buraco negro supermassivo no centro da sua galáxia. Normalmente emitem grandes quantidades de luz em todos os comprimentos de onda, mas este núcleo galáctico é um membro de uma classe invulgarmente vermelha. Para além da sua cor vermelha intrínseca, a luz da galáxia foi desviada ainda mais para o vermelho devido à sua grande distância. Isto fez com que o Webb, tendo uma sensibilidade inigualável em comprimentos de onda infravermelhos, fosse perfeitamente adequado para examinar a galáxia em detalhe.

Para analisar o movimento do gás, da poeira e do material estelar na galáxia, foi utilizado o NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) do telescópio. Este poderoso instrumento pode simultaneamente reunir espectros em todo o campo de visão do telescópio, em vez de apenas um ponto de cada vez, uma técnica conhecida como espectroscopia de campo integral. Isto permitiu-lhes examinar simultaneamente o quasar, a sua galáxia e o ambiente mais amplo. 

A espectroscopia foi fundamental para compreender o movimento dos vários fluxos e ventos que rodeavam o quasar. Os movimentos destes gases afetam a luz que emitem e refletem, fazendo com que esta seja desviada para o vermelho ou desviada para o azul em proporção à sua velocidade e direção. 

A equipe foi capaz de ver e caracterizar este movimento ao rastrear o oxigênio ionizado nos espectros do NIRSpec. Estudos anteriores realizados, entre outros, pelo telescópio espacial Hubble e pelo NIFS (Near-Infrared Integral Field Spectrometer) montado no telescópio Gemini North, chamaram a atenção para os poderosos fluxos do quasar e os astrônomos tinham especulado que a sua galáxia hospedeira poderia estar se fundindo com algum parceiro invisível. Além disso, os dados NIRSpec do Webb indicaram claramente que não estavam apenas olhando para uma galáxia, mas para pelo menos mais três girando à sua volta. 

Graças aos espectros de campo integral, os movimentos de todo este material circundante puderam ser mapeados, resultando na conclusão de que SDSS J165202.64+172852.3 fazia parte de um nó denso de formação galáctica.

Usando as observações de campo integral do NIRSpec, a equipe foi capaz de confirmar três companheiras galácticas deste quasar e mostrar como estão ligadas. Os dados de arquivo do Hubble sugerem que podem haver ainda mais. As imagens do WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble tinham mostrado material alargado em torno do quasar e da sua galáxia, levando à sua seleção para este estudo sobre o fluxo e os efeitos na sua galáxia hospedeira. 

As três galáxias confirmadas orbitam-se umas às outras a velocidades incrivelmente elevadas, uma indicação de que está presente uma grande quantidade de massa. Quando combinadas com a proximidade a que se encontram na região ao redor deste quasar, a equipe pensa que isto marca uma das áreas de formação galáctica mais densa conhecidas no início do Universo.

 Há muito que se suspeita que os quasares são os responsáveis pela redução da formação estelar nas suas galáxias hospedeiras. As presentes observações são apenas as primeiras de um conjunto que irá estudar três quasares com o Webb, cada um em momentos diferentes no passado do Universo. "Separar a luz incrivelmente brilhante de um quasar distante da hospedeira muito mais fraca e das suas companheiras é quase impossível a partir do solo.

Fonte: Johns Hopkins University

Um viveiro estelar turbulento

A vida das estrelas recém-nascidas é tempestuosa, como mostra esta imagem do telescópio espacial Hubble dos objetos Herbig-Haro HH 1 e HH 2.

© Hubble (HH 1 e HH 2)

Ambos os objetos estão na constelação de Órion e ficam a cerca de 1.250 anos-luz da Terra. HH 1 é a nuvem luminosa acima da estrela brilhante no canto superior direito desta imagem, e HH 2 é a nuvem no canto inferior esquerdo. 

Enquanto os dois objetos Herbig-Haro são visíveis, o jovem sistema estelar responsável por sua criação está à espreita, envolto nas espessas nuvens de poeira no centro desta imagem. No entanto, um fluxo de gás de uma destas estrelas pode ser visto saindo da nuvem escura central como um jato brilhante. 

Enquanto isso, pensava-se que a estrela brilhante entre este jato e a nuvem HH 1 era a fonte destes jatos, mas agora se sabe que é uma estrela dupla não relacionada que se formou nas proximidades. 

Os objetos Herbig-Haro são aglomerados brilhantes encontrados em torno de algumas estrelas recém-nascidas e são criados quando jatos de gás lançados para fora destas estrelas jovens colidem com o gás e a poeira circundantes em velocidades incrivelmente altas. 

Em 2002, as observações do Hubble revelaram que partes de HH 1 estão se movendo a mais de 400 quilômetros por segundo! 

Esta cena de um turbulento berçário estelar foi captada com a Wide Field Camera 3 do Hubble usando 11 filtros diferentes nos comprimentos de onda infravermelho, visível e ultravioleta. Cada um destes filtros é sensível a apenas uma pequena porção do espectro eletromagnético e permite que os astrônomos identifiquem processos interessantes que emitem luz em comprimentos de onda específicos.

No caso de HH 1 e HH2, dois grupos de astrônomos solicitaram observações do Hubble para dois estudos diferentes. O primeiro mergulhou na estrutura e movimento dos objetos Herbig-Haro visíveis nesta imagem, dando aos astrônomos uma melhor compreensão dos processos físicos que ocorrem quando os fluxos de estrelas jovens colidem com o gás e a poeira circundantes. O segundo estudo investigou os próprios fluxos para lançar as bases para futuras observações com o telescópio espacial James Webb. O Webb, com sua capacidade de perscrutar as nuvens de poeira que envolvem estrelas jovens, revolucionará o estudo dos fluxos de estrelas jovens. 

Fonte: ESA

Uma nova teoria explica o motivo de Urano girar de lado

Um dos fenômenos mais bizarros do nosso sistema solar é a maneira estranha como Urano gira de lado. Isso é um quebra-cabeça porque todos os outros planetas giram na vertical.

© Gerhald (lua migratória deslocou o eixo de rotação de Urano)

O que poderia ter acontecido para tornar Urano tão diferente, particularmente de seu vizinho Netuno, que se formou aproximadamente ao mesmo tempo em circunstâncias semelhantes? O pensamento convencional sustenta que logo após a formação do Sistema Solar, Urano foi impactado por uma série de colisões com alguns dos numerosos planetesimais que varreram a região naquela época. O problema com essa teoria é que Netuno sobreviveu ileso às mesmas condições. Isso sugere que algum outro processo foi responsável pelo comportamento bizarro de Urano. 

Mas o que poderia ser? Agora temos uma resposta potencial graças ao trabalho de Melaine Saillenfest, do Observatório de Paris, na França, e colegas, que pensam que Urano poderia ter se inclinado de outra maneira. Eles dizem que a inclinação pode ser explicada se Urano já teve um grande satélite antigo cuja órbita interagiu gravitacionalmente com a própria rotação do planeta de uma maneira que o virou lentamente de lado. 

Os astrônomos há muito perceberam que a relação gravitacional entre planetas e seus satélites pode ser complexa e duradoura. De fato, pequenos satélites podem ter um impacto significativo em seus hospedeiros maiores por seus repetidos empurrões gravitacionais enquanto orbitam. Quando os empurrões ocorrem em uma frequência que ressoa com uma propriedade do planeta hospedeiro, os efeitos podem ser significativamente ampliados, particularmente quando o satélite está se afastando lentamente de seu hospedeiro. 

Nota-se que a Lua está migrando lentamente para longe da Terra a uma taxa de cerca de 3,8 centímetros por ano. Mas observações recentes revelaram que os satélites em torno de Júpiter e Saturno também estão migrando. Nessas condições, os empurrões gravitacionais de um grande satélite podem ter ressoado com a precessão do eixo de rotação de Urano, fazendo com que o planeta se inclinasse gradualmente para o lado. 

A equipe simulou o processo com Urano para determinar as condições sob as quais isso poderia ter ocorrido. Acontece que um satélite com apenas um milésimo da massa de Urano poderia ter inclinado o planeta enquanto migrava para uma distância de cerca de 10 vezes o raio de Urano. Para atingir a inclinação em menos do que a idade do sistema solar, a taxa média de deriva do satélite deve ser comparável à atual expansão orbital da Lua.

As simulações da equipe mostram que, uma vez que o planeta se inclina além de 80 graus, seu comportamento e a órbita do satélite se tornam caóticos e imprevisíveis a ponto de o satélite poder colidir com Urano. No entanto, quando isso acontece, o comportamento de Urano se estabiliza e seu giro fica travado nesse ângulo inclinado altamente incomum. Surpreendentemente, Urano hoje não tem um grande satélite, ao contrário de Netuno, que tem Tritão, Saturno, que tem Titã, e Júpiter, que tem Ganimedes e outros.

Essa é a primeira vez que um único mecanismo é capaz de inclinar Urano e fossilizar seu eixo de rotação em seu estado final sem invocar um impacto gigante ou outros fenômenos externos. As condições necessárias para a inclinação parecem amplamente realistas, mas resta determinar se Urano poderia ter hospedado um grande satélite primordial sujeito a uma migração substancial de maré. 

Uma coisa que pode ajudar a entender esse cenário é uma melhor compreensão da migração dos satélites de Urano hoje, bem como suas outras propriedades. Para Saturno e Júpiter, muitos desses detalhes tiveram que esperar a visita de várias sondas em órbita, como Galileu, Juno e Cassini. Apenas uma nave espacial fez a jornada solitária para Urano. A Voyager 2 passou em janeiro de 1986 ao sair do Sistema Solar.

E embora várias agências espaciais tenham planos de enviar um orbitador, nenhuma missão foi aprovada. Até que sejam, os astrônomos terão que se contentar com as observações cada vez mais detalhadas da Terra e do telescópio espacial James Webb.

Fonte: Astronomy