Uma "ampulheta" incandescente e o nascer de uma nova estrela

O telescópio espacial James Webb revelou as características outrora escondidas da protoestrela dentro da nuvem escura L1527 com o seu instrumento NIRCam (Near Infrared Camera), fornecendo uma visão da formação de uma nova estrela.

© STScI (protoestrela L1527)

Estas nuvens abrasadoras dentro da região de formação estelar de Touro só são visíveis no infravermelho, tornando-as num alvo ideal para o Webb. A protoestrela L1527, vista nesta imagem está embebida numa nuvem de material que está alimentando o seu crescimento. O material ejetado da estrela limpou as cavidades acima e abaixo dela, cujos limites brilham em laranja e azul nesta imagem infravermelha. A região central superior exibe formas semelhantes a bolhas devido às ejeções esporádicas. O Webb também detecta filamentos feitos de hidrogênio molecular que foi gerado por ejeções estelares passadas. Intrigantemente, as bordas das cavidades no canto superior esquerdo e inferior direito aparecem retos, enquanto os limites no canto superior direito e inferior esquerdo são curvados. A região na parte inferior direita aparece azul, pois há menos poeira entre ela e o Webb do que as regiões em tom laranja mais acima. 

A protoestrela propriamente dita está escondida dentro do "pescoço" desta forma de ampulheta. O disco protoplanetário, visto de lado, é a linha escura que atravessa o meio do pescoço. A luz da protoestrela "vaza" para cima e para baixo deste disco, iluminando cavidades dentro do gás e poeira circundantes. As características mais prevalentes da região, as nuvens azuis e alaranjadas, contornam cavidades criadas à medida que o material que se afasta da protoestrela colide com a matéria em redor. As cores são devidas a camadas de poeira entre o Webb e as nuvens. As áreas azuis são onde a poeira é mais fina. Quanto mais espessa for a camada de poeira, menos luz azul é capaz de escapar, criando bolsas de cor laranja. 

O Webb também revela filamentos de hidrogênio molecular que foram produzidos à medida que a protoestrela ejeta o material para longe. Os choques e a turbulência inibem a formação de novas estrelas, que de outra forma existiriam por toda a nuvem. Como resultado, a protoestrela domina o espaço, roubando grande parte do material para si própria. Apesar do caos que L1527 está causando, tem apenas cerca de 100.000 anos, um corpo relativamente jovem. 

Dada a sua idade e o seu brilho no infravermelho distante, L1527 é considerada uma protoestrela de classe 0, a fase mais precoce da formação estelar. Protoestrelas como esta, que ainda se encontram envoltas numa nuvem escura de poeira e gás, têm um longo caminho a percorrer antes de se tornarem estrelas de pleno direito. A L1527 ainda não gera a sua própria energia através da fusão nuclear de hidrogênio, uma característica essencial das estrelas. 

A sua forma, embora majoritariamente esférica, é também instável, assumindo a configuração de um pequeno, quente e inchado "tufo" de gás entre 20% e 40% a massa do nosso Sol. À medida que uma protoestrela continua acretando massa, o seu núcleo comprime-se gradualmente e aproxima-se da fusão nuclear estável.

A imagem revela que L1527 está fazendo exatamente isso. A nuvem molecular circundante é constituída por poeira densa e gás que estão sendo arrastados para o centro, onde a protoestrela reside. À medida que o material cai para dentro, espirala em torno do centro. Isto cria um disco denso de material, que alimenta o material para a protoestrela. À medida que ganha mais massa e se comprime cada vez mais, a temperatura do seu núcleo sobe, acabando por atingir o limite que dá início à fusão nuclear. 

O disco, visto na imagem como uma banda escura em frente do centro brilhante, tem aproximadamente o tamanho do nosso Sistema Solar. Dada a densidade, não é incomum que tanto deste material se aglomere, para dar ignição na formação dos planetas. Em última análise, esta vista de L1527 fornece uma janela do aspeto do nosso Sol e do Sistema Solar na sua infância. 

Fonte: ESA

Visão nublada

Uma pequena e densa nuvem de gás e poeira escurece o centro desta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (CB 130-3)

A imagem mostra um objeto laranja brilhante de forma irregular composto de gás denso e poeira, que parece mais escuro e mais compacto no centro. Esta nuvem densa, chamada CB 130-3, é delineada por gás e poeira mais finos em tons claros de azul. O fundo mostra uma infinidade de estrelas brilhantes.

O CB 130-3 é um objeto conhecido como núcleo denso, uma aglomeração compacta de gás e poeira. Este núcleo denso em particular está na constelação de Serpens e parece se espalhar por um campo de estrelas de fundo. Núcleos densos como o CB 130-3 são os berços das estrelas e, como tal, são de particular interesse para os astrônomos. 

Durante o colapso destes núcleos, massa suficiente pode se acumular num lugar para atingir as temperaturas e densidades necessárias para iniciar a fusão do hidrogênio, marcando o nascimento de uma nova estrela.

Embora possa não ser óbvio a partir desta imagem, um objeto compacto oscilando à beira de se tornar uma estrela de pleno direito está embutido nas profundezas da CB 130-3. Os astrônomos usaram a Wide Field Camera 3 do Hubble para entender melhor o ambiente ao redor desta estrela incipiente. Como esta imagem mostra, a densidade da CB 130-3 não é constante; as bordas externas da nuvem consistem apenas em mechas tênues, enquanto em seu núcleo o CB 130-3 apaga totalmente a luz de fundo.

O gás e a poeira que compõem a CB 130-3 afetam não apenas o brilho, mas também a cor das estrelas de fundo, com estrelas no centro da nuvem aparecendo mais vermelhas do que suas contrapartes nos arredores desta imagem. Os astrônomos usaram o Hubble para medir este efeito de avermelhamento e delinear a densidade da CB 130-3, fornecendo informações sobre a estrutura interna deste berçário estelar.

Fonte: ESA

Uma notável fábrica de estrelas

Nos últimos 60 anos o Observatório Europeu do Sul (ESO) tem permitido aos cientistas de todo o mundo descobrir os segredos do Universo.

© VLT (Nebulosa do Cone)

O ESO assinala este marco com uma nova imagem de uma fábrica de estrelas, a Nebulosa do Cone, obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO. 

No dia 5 de outubro de 1962, cinco países assinaram a convenção que criou o ESO. Agora, seis décadas mais tarde e apoiado por 16 Estados Membros e parceiros estratégicos, o ESO reúne cientistas e engenheiros do mundo inteiro para desenvolver e operar observatórios terrestres de vanguarda, no Chile, que permitem descobertas astronômicas revolucionárias.

Nesta nova imagem podemos ver o pilar de sete anos-luz de comprimento da Nebulosa do Cone, que pertence a uma região de formação estelar maior, a NGC 2264, descoberta no final do século XVIII pelo astrônomo William Herschel. No céu, encontramos esta nebulosa em forma de chifre na constelação do Unicórnio, o que é, curiosamente, um nome muito apropriado. Situada a menos de 2.500 anos-luz de distância de nós, a Nebulosa do Cone se encontra relativamente perto da Terra, sendo por isso um objeto bem estudado. No entanto, esta imagem é mais dramática que qualquer outra obtida anteriormente, já que mostra uma aparência nebulosa, escura e impenetrável, fazendo lembrar uma criatura mitológica ou monstruosa. 

A Nebulosa do Cone é um exemplo perfeito das formas em pilar que se desenvolvem em nuvens gigantescas de gás molecular frio e poeira, conhecidas por formarem novas estrelas. Este tipo de pilar ocorre quando estrelas azuis brilhantes massivas recém formadas liberam ventos estelares e radiação ultravioleta intensa, que varre o material da sua vizinhança. À medida que este material é empurrado, o gás e a poeira que se encontram mais longe destas estrelas jovens vai-se comprimindo, dando origem a pilares densos e escuros. Este processo ajudou a criar a Nebulosa do Cone, cujo pilar aponta na direção oposta das estrelas brilhantes existentes na NGC 2264. 

Nesta imagem, obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no VLT, o hidrogênio gasoso está representado em azul e o enxofre em vermelho. O uso destes filtros faz com que as estrelas azuis brilhantes, que indicam a recente formação estelar, pareçam quase douradas, contrastando com o cone escuro como faíscas brilhantes. 

Esta imagem é apenas um exemplo das muitas observações extraordinárias que os telescópios do ESO têm feito ao longo de 60 anos. Apesar desta imagem ter sido obtida para fins de divulgação, a maior parte do tempo de observação dos telescópios do ESO é dedicado a observações científicas que nos permitiram captar a primeira imagem de um exoplaneta, estudar o buraco negro no centro da nossa Galáxia e encontrar provas de que a expansão do Universo está se acelerando. Baseando-se nos 60 anos de experiência que tem em desenvolvimento, descoberta e cooperação astronômicas, o ESO continua mapeando novos territórios na astronomia e tecnologia europeias e colaborações internacionais. Com as instalações atuais e o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, em construção, este centro científico continuará abordando as maiores questões da humanidade sobre o Universo e permitindo descobertas inimagináveis.

Fonte: ESO

Migração planetária precoce pode explicar exoplanetas em falta

Um novo modelo que explica a interação de forças que atuam sobre os planetas recém-nascidos pode explicar duas observações intrigantes que surgiram repetidamente entre os mais de 3.800 sistemas planetários catalogados até o momento.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração das variações de exoplanetas)

Um problema conhecido como "vale-raio" refere-se à raridade de exoplanetas com um raio cerca de 1,8 vezes superior ao da Terra. O observatório Kepler da NASA observou planetas deste tamanho com cerca de 2 a 3 vezes menos frequência do que observou super-Terras com raios cerca de 1,4 vezes o da Terra e mini-Neptunos com raios cerca de 2,5 vezes o da Terra. O segundo mistério, conhecido como "ervilhas numa vagem", refere-se a planetas vizinhos de tamanho semelhante que foram encontrados em centenas de sistemas planetários. Estes incluem TRAPPIST-1 e Kepler-223, que também apresentam órbitas planetárias de harmonia quase musical. 

Os pesquisadores utilizaram um supercomputador para simular os primeiros 50 milhões de anos de desenvolvimento de sistemas planetários utilizando um modelo de migração planetária. No modelo, discos protoplanetários de gás e poeira que dão origem a jovens planetas também interagem com eles, puxando-os para mais perto das suas estrelas progenitoras e fechando-os em cadeias orbitais ressonantes. As cadeias são quebradas em apenas alguns milhões de anos, quando o desaparecimento do disco protoplanetário causa instabilidades que levam dois ou mais planetas a colidirem um com o outro. 

Modelos de migração planetária têm sido utilizados para estudar sistemas planetários que mantiveram as suas cadeias orbitais ressonantes. Por exemplo, o projeto CLEVER Planets (Cycles of Life-Essential Volatile Elements in Rocky Planets) usou um modelo de migração em 2021 para calcular a quantidade máxima de perturbações a que o sistema de sete planetas TRAPPIST-1 poderia ter resistido durante o bombardeamento e ainda retido a sua estrutura orbital harmoniosa. 

A migração de jovens planetas em direção às suas estrelas hospedeiras cria sobrelotação e resulta frequentemente em colisões cataclísmicas que roubam as atmosferas ricas em hidrogênio dos planetas. Isto significa que impactos gigantescos, como o que formou a nossa Lua, são provavelmente um resultado genérico da formação planetária. 

A pesquisa sugere que os planetas vêm de duas tendências, as super-Terras que são secas, rochosas e 50% maiores do que a Terra, e os mini-Neptunos que são ricos em água gelada e cerca de 2,5 vezes maiores do que a Terra. 

As novas observações parecem apoiar os resultados, que entram em conflito com a visão tradicional de que tanto as super-Terras como os mini-Neptunos são exclusivamente mundos secos e rochosos. Com base nestes resultados, os pesquisadores fizeram previsões que podem ser testadas pelo telescópio espacial James Webb da NASA. Sugerem, por exemplo, que uma fração de planetas com cerca do dobro do tamanho da Terra, tanto vão conservar a sua atmosfera primordial, rica em hidrogênio, como serão ricos em água.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Rice University

Os detritos planetários mais antigos da Via Láctea

Astrônomos, liderados pela Universidade de Warwick, identificaram a estrela mais antiga na nossa Galáxia que está acretando detritos de planetesimais em órbita, um dos mais antigos sistemas planetários rochosos e gelados descobertos na Via Láctea.

© M. Garlick (antigas anãs brancas rodeadas por detritos planetários)

Os seus achados concluem que uma tênue anã branca localizada a 90 anos-luz da Terra, bem como os remanescentes do seu sistema planetário em órbita, têm mais de 10 bilhões de anos. 

O destino da maioria das estrelas, incluindo aquelas como o nosso Sol, é tornarem-se uma anã branca. Uma anã branca é uma estrela que queimou todo o seu combustível e liberou as suas camadas exteriores e está agora sofrendo um processo de encolhimento e arrefecimento. Durante este processo, quaisquer planetas em órbita serão perturbados e, em alguns casos, destruídos, restando os seus detritos que acretam para a superfície da anã branca. 

Para este estudo, os astrônomos modelaram duas anãs brancas incomuns que foram detectadas pelo observatório espacial Gaia da ESA. Ambas as estrelas estão poluídas por detritos planetários, tendo uma delas sido encontrada com um tom azul, enquanto a outra é a mais tênue e vermelha encontrada até à data na nossa vizinhança galáctica. 

Usando dados espectroscópicos e fotométricos do Gaia, do DES (Dark Energy Survey) e do instrumento X-Shooter no ESO para determinar há quanto tempo está arrefecendo, os astrônomos descobriram que a estrela "vermelha" WDJ2147-4035 tem cerca de 10,7 bilhões de anos, dos quais 10,2 bilhões foram passados arrefecendo como uma anã branca. A espectroscopia envolve a análise da luz estelar em diferentes comprimentos de onda, que pode detectar quando os elementos da atmosfera da estrela estão absorvendo luz com cores diferentes e ajuda a determinar quais são estes elementos e em que quantidade.

Ao analisar o espectro de WDJ2147-4035, a equipe encontrou a presença dos metais sódio, lítio, potássio e tentativamente carbono, fazendo desta a anã branca mais antiga, poluída por metais, descoberta até agora. A segunda estrela "azul", WDJ1922+0233, é apenas ligeiramente mais nova que WDJ2147-4035 e foi poluída por detritos planetários de composição semelhante à da crosta continental da Terra.

Os astrônomos concluíram que a cor azul de WDJ1922+0233, apesar da sua fria temperatura superficial, é provocada pela sua incomum atmosfera mista de hélio-hidrogênio. Os detritos encontrados na atmosfera de hélio quase puro e de alta gravidade da estrela vermelha WDJ2147-4035 são de um antigo sistema planetário que sobreviveu à evolução da estrela em anã branca, levando os astrônomos a concluir que este é o mais antigo sistema planetário em torno de uma anã branca descoberta na Via Láctea. 

Estas estrelas poluídas por metais mostram que a Terra não é única, existem por aí outros sistemas planetários com corpos semelhantes à Terra, onde 97% de todas as estrelas se tornarão anãs brancas e são tão omnipresentes no Universo que são muito importantes de compreender, especialmente estas extremamente frias. Formadas a partir das estrelas mais antigas, as anãs brancas frias fornecem informações sobre a formação e evolução dos sistemas planetários em torno das estrelas mais antigas da Via Láctea. Nota-se que estes planetas morreram muito antes mesmo da Terra ter sido formada. 

Os astrônomos também podem utilizar os espectros da estrela para determinar a rapidez com que estes metais afundam no núcleo da estrela, o que lhes permite olhar para trás no tempo e determinar a abundância de cada um destes metais no corpo planetário original. Ao comparar destas abundâncias com corpos astronômicos e material planetário encontrado no nosso próprio Sistema Solar, é possível adivinhar como teriam sido estes planetas antes da estrela morrer e se tornar uma anã branca, mas no caso de WDJ2147-4035, isto provou ser um desafio.

A estrela vermelha WDJ2147-4035 é um mistério, uma vez que os detritos planetários que acretou são muito ricos em lítio e potássio, ao contrário de qualquer objeto conhecido no nosso próprio Sistema Solar. Esta é uma anã branca muito interessante, uma vez que a sua temperatura superficial ultrafria, os metais que a poluem, a sua idade, e o fato de ser magnética, a tornam extremamente rara.

Quando estas estrelas velhas se formaram, há mais de 10 bilhões de anos, o Universo era menos rico em metais do que é agora, uma vez que os metais são formados em estrelas evoluídas e em explosões estelares gigantescas. As duas anãs brancas observadas proporcionam uma janela excitante para a formação planetária num ambiente pobre em metais e rico em gás que era diferente das condições quando o Sistema Solar foi formado.

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

Fonte: University of Warwick

Exoplanetas podem se adaptar ao redor de anãs vermelhas

Na busca por exoplanetas habitáveis, as estrelas anãs vermelhas, também conhecidas como anãs M, são alvos tentadores.

© J. Fohlmeister (ilustração de uma anã vermelha e seu exoplaneta)

Estas estrelas não são apenas extremamente comuns, mas também é mais fácil observar planetas terrestres em suas zonas habitáveis, onde podem potencialmente hospedar água em suas superfícies, do que encontrar mundos rochosos orbitando estrelas como o nosso Sol. 

Mas as anãs M também são incrivelmente voláteis, explodindo qualquer biosfera em seus planetas da zona habitável com radiação de alta energia. No entanto, novas descobertas sugerem que mundos habitáveis orbitando anãs vermelhas podem não ser completamente indefesos contra o clima estelar turbulento de seus sistemas. Os resultados da simulação mostram que explosões estelares repetidas podem construir uma “camada de proteção” de ozônio nestes planetas, oferecendo alguma proteção contra futuras explosões.

Embora os telescópios de hoje não sejam poderosos o suficiente para vislumbrar as atmosferas de mundos rochosos ao redor de estrelas como o nosso Sol, há um pequeno número de planetas orbitando a menor e mais fria das estrelas M que pode propiciar algumas medições atmosféricas. 

As anãs vermelhas são muito menores e mais frias que o Sol, então seus planetas devem orbitar muito mais perto para cair dentro da zona habitável. Isto força estes planetas em um bloqueio de maré, que mantém um lado voltado para as estrelas, enquanto o lado escuro congela.

As anãs M também são muito mais ativas do que as estrelas semelhantes ao Sol. Frequentemente, elas podem lançar partículas em eventos tão energéticos quanto os mais poderosos em toda a história registrada do Sol. É até possível que estas erupções violentas de partículas carregadas conhecidas como ejeções de massa coronal, possam retirar completamente as atmosferas dos planetas. 

Estudos anteriores deixam espaço para esperança, uma vez que as anãs vermelhas tendem a brilhar de seus pólos, o que pode poupar os planetas do pior de suas explosões. E supondo que os planetas ao redor das anãs M possam manter suas atmosferas, as erupções ainda deixariam uma marca em sua composição química. 

Para entender como as erupções podem interferir nas atmosferas de planetas anões potencialmente habitáveis, os pesquisadores criaram um modelo de computador de tal planeta e o submeteram a erupções simuladas. Os resultados mostraram que as chamas podem aumentar a quantidade de ozônio bloqueador de UV na atmosfera em 20 vezes.

Nas simulações, esta camada de proteção corta a radiação UV subsequentes em 85%, embora mesmo o índice UV reduzido de 55 ainda seja alto para os padrões terrestres (os índices UV típicos na Terra variam de 0 a 10).  Para simplificar as coisas, as simulações assumem que o planeta começa com uma atmosfera semelhante à da Terra cheia de oxigênio; sendo que a Terra não tinha uma atmosfera tão rica em oxigênio até que a vida já estivesse bem estabelecida.

As ejeções de massa coronal nas simulações também acumularam óxido nitroso na atmosfera. Este gás, assim como o ozônio, é considerado um possível indicador de vida. À medida que os astrônomos procuram estes sinais de vida em atmosferas de exoplanetas, é necessário saber qual é a probabilidade de que eles possam ser produzidos por processos abióticos, como explosões estelares. Simulações como esta podem ajudar a fornecer esta informação. A detecção de vida fora do Sistema Solar, se acontecer algum dia, será provavelmente o resultado mais importante em todo o campo de exoplanetas.

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

Fonte: Sky & Telescope

A forma e a orientação do plasma em torno de buraco negro

Cygnus X-1, descoberto em 1964, foi o primeiro objeto cósmico alguma vez identificado como contendo um buraco negro.

© J. Paice (ilustração do sistema Cygnus X-1)

Agora, telescópios da NASA juntaram-se para revelar novos detalhes sobre a configuração da matéria quente em torno deste famoso buraco negro. 

Num novo estudo, os astrônomos que utilizam os dados da missão IXPE (Imaging X-Ray Polarimetry Explorer) da NASA descobriram que o fluxo de matéria em direção ao disco do buraco negro encontra-se mais de lado do que se pensava anteriormente, o que significa que a orla do disco estará mais apontada em direção à Terra do que se esperava.

O IXPE, uma colaboração internacional entre a NASA e a Agência Espacial Italiana, possui a capacidade especial de olhar para a polarização dos raios X. A polarização é uma propriedade da luz que nos diz mais sobre os campos elétricos e magnéticos interligados que compõem todos os comprimentos de onda da luz. A orientação e organização destes campos fornece informações valiosas sobre objetos extremos como Cygnus X-1, tais como a forma como as partículas são aceleradas à sua volta. 

Uma das fontes de raios X mais brilhantes da nossa Galáxia, Cygnus X-1 contém um buraco negro com 21 vezes a massa do Sol. O buraco negro está em órbita com uma estrela companheira que tem o equivalente em massa a 41 sóis. A matéria é aquecida a milhões de graus à medida que é atraída para o buraco negro. Esta matéria quente brilha em raios X. 

Os pesquisadores estão usando medições da polarização destes raios X para testar e refinar modelos que descrevem como os buracos negros engolem a matéria, tornando-se algumas das fontes de luz mais luminosas, incluindo raios X, no Universo. 

Observações anteriores, em raios X, de buracos negros apenas mediram a direção de chegada, a hora de chegada e a energia dos raios X a partir do plasma quente que espirala em direção aos buracos negros. O IXPE também mede a sua polarização linear, que transporta informação sobre como os raios X foram emitidos; e se, e para onde, dispersam o material perto do buraco negro.

Os cientistas observaram que uma melhor compreensão da geometria do plasma em torno de um buraco negro pode revelar mais sobre o funcionamento interno dos buracos negros e da forma como acretam massa. Estes novos conhecimentos vão permitir melhores estudos, em raios X, de como a gravidade curva o espaço e o tempo perto dos buracos negros. O horizonte de eventos de um buraco negro é o limite para além do qual nenhuma luz, nem mesmo os raios X, conseguem escapar. 

Os raios X detectados com o IXPE são emitidos pela matéria quente, ou plasma, numa região com 2.000 km de diâmetro ao redor do horizonte de eventos com 60 quilômetros de diâmetro do buraco negro.

O IXPE observou Cygnus X-1 de 15 a 21 de maio de 2022. A combinação dos dados do IXPE com observações simultâneas dos observatórios NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) e NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) da NASA em maio e junho de 2022 permitiu restringir a geometria, ou seja, a forma e localização do plasma.

Os pesquisadores descobriram que o plasma estende-se perpendicularmente a um fluxo com dois lados, em forma de lápis, ou jato, visto em observações rádio anteriores. O alinhamento da direção da polarização dos raios X e do jato apoia fortemente a hipótese de que os processos na região brilhante perto do buraco negro desempenham um papel crucial no lançamento do jato. As observações correspondem a modelos que preveem que o anel de plasma quente, denominado coroa", ou compacta o disco de matéria que espirala para o buraco negro ou substitui a porção interna deste disco. Os novos dados de polarização excluem modelos em que a coroa do buraco negro é uma coluna ou cone estreito de plasma ao longo do eixo do jato. 

Um artigo sobre este estudo foi publicado na revista Science. 

Fonte: Washington University

O buraco negro mais próximo da Terra

Os astrônomos que utilizam o Observatório Gemini, operado pelo NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), descobriram o buraco negro mais próximo da Terra.

© NOIRLab (buraco negro e sua estrela companheira)

Esta é a primeira detecção inequívoca de um buraco negro de massa estelar dormente na Via Láctea. A sua proximidade da Terra fornece um intrigante alvo de estudo para o avanço da nossa compreensão da evolução dos sistemas binários. 

Os buracos negros são os objetos mais extremos do Universo. As versões supermassivas destes objetos inimaginavelmente densos residem provavelmente nos centros de todas as grandes galáxias. Os buracos negros de massa estelar, que têm aproximadamente entre cinco a 100 vezes a massa do Sol, são muito mais comuns, com uma estimativa de 100 milhões só na Via Láctea. No entanto, apenas um punhado foi confirmado até à data e quase todos eles são "ativos", o que significa que brilham em raios X à medida que consomem material de uma companheira estelar próxima, ao contrário dos buracos negros adormecidos que não o fazem.

O buraco negro mais próximo da Terra, é denominado Gaia BH1. Este buraco negro inativo é cerca de 10 vezes mais massivo do que o Sol e está localizado a cerca de 1.600 anos-luz de distância na direção da constelação de Ofiúco, tornando-o três vezes mais próximo da Terra do que o anterior detentor do recorde, um binário de raios X na direção da constelação de Unicórnio. 

A nova descoberta foi possível através de observações requintadas do movimento da companheira do buraco negro, uma estrela parecida com o Sol que orbita o buraco negro aproximadamente à mesma distância que a Terra orbita o Sol.

Embora existam provavelmente milhões de buracos negros de massa estelar vagando pela Via Láctea, os poucos que foram detectados foram descobertos devido às suas interações energéticas com uma estrela companheira. À medida que o material de uma estrela próxima espirala em direção ao buraco negro, torna-se sobreaquecido e gera poderosos raios X e jatos de material. 

A equipe identificou originalmente o sistema como potencialmente anfitrião de um buraco negro através da análise de dados da nave espacial Gaia da ESA. O observatório Gaia captou as minúsculas irregularidades no movimento da estrela provocadas pela gravidade de um objeto massivo e invisível. 

Para explorar o sistema com mais detalhe, os astrônomos utilizaram o instrumento GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) no Gemini North, que mediu a velocidade da estrela companheira em órbita do buraco negro e forneceu uma medição precisa do seu período orbital. As observações de acompanhamento do Gemini foram cruciais para restringir o movimento orbital e, consequentemente, as massas dos dois componentes do sistema binário, permitindo a identificação do corpo central como um buraco negro cerca de 10 vezes mais massivo do que o nosso Sol. 

Os modelos atuais dos astrônomos sobre a evolução dos sistemas binários têm dificuldade em explicar como a peculiar configuração do sistema Gaia BH1 pode ter surgido. Especificamente, a estrela progenitora que mais tarde se transformou no buraco negro recentemente detectado teria sido pelo menos 20 vezes mais massiva do que o nosso Sol. Isto significa que teria vivido apenas alguns milhões de anos. Se ambas as estrelas se formaram ao mesmo tempo, esta estrela massiva teria se transformado rapidamente numa supergigante, inchando e engolindo a outra estrela antes de esta ter tido tempo de se tornar uma estrela normal de sequência principal, que queima hidrogênio, como o nosso Sol. 

Não é de todo claro como a estrela de massa solar pode ter sobrevivido a este episódio, acabando como uma estrela aparentemente normal, como indicam as observações do binário que abriga o buraco negro. 

Dos modelos teóricos que permitem a sobrevivência, todos preveem que a estrela de massa solar deveria ter acabado numa órbita muito mais íntima do que a atualmente observada. Isto pode indicar que existem importantes lacunas na nossa compreensão de como os buracos negros se formam e evoluem nos sistemas binários e também sugere a existência de uma população ainda não explorada de buracos negros dormentes em binários.

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

Fonte: Gemini Observatory

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