Explosões de formação estelar explicam o brilho do alvorecer cósmico

Quando os cientistas viram as imagens das primeiras galáxias do Universo, pelo telescópio espacial James Webb (JWST), ficaram extasiados.

© A. Geller (ilustração das primeiras galáxias com formação estelar explosiva)

As jovens galáxias pareciam demasiado brilhantes, demasiado massivas e demasiado maduras para se terem formado tão pouco tempo depois do Big Bang. 

A descoberta surpreendente levou mesmo alguns físicos a questionar o modelo padrão da cosmologia, perguntando-se se este deveria ou não ser alterado. Usando novas simulações, uma equipe de astrofísicos liderada pela Universidade Northwestern descobriu agora que estas galáxias provavelmente não são assim tão massivas.

Embora o brilho de uma galáxia seja tipicamente determinado pela sua massa, as novas descobertas sugerem que as galáxias menos massivas podem brilhar com a mesma intensidade devido a surtos irregulares e brilhantes de formação estelar. Esta descoberta não só explica porque é que as galáxias jovens parecem enganadoramente massivas, como também se enquadra no modelo padrão da cosmologia.

Normalmente, uma galáxia é brilhante porque é grande. Mas como estas galáxias se formaram no alvorecer cósmico, ainda não havia passado tempo suficiente desde o Big Bang. Como é que estas galáxias massivas se puderam formar tão rapidamente? As simulações mostram que as galáxias não têm qualquer problema em formar-se com este brilho no alvorecer cósmico. 

Um período que durou cerca de 100 milhões de anos a 1 bilhão de anos após o Big Bang, o alvorecer cósmico é marcado pela formação das primeiras estrelas e galáxias do Universo. Antes do lançamento do JWST para o espaço, os astrônomos sabiam muito pouco sobre este antigo período de tempo.

As simulações produziram galáxias do alvorecer cósmico que eram tão brilhantes como as observadas pelo JWST. As simulações fazem parte do projeto FIRE (Feedback of Relativistic Environments). As simulações FIRE combinam teoria astrofísica e algoritmos avançados para modelar a formação de galáxias. Os modelos permitem aos pesquisadores explorar o modo como as galáxias se formam, crescem e mudam de forma, considerando a energia, a massa, o momento e os elementos químicos das estrelas. 

Quando os astrônomos executaram as simulações para modelar as primeiras galáxias formadas no alvorecer cósmico, descobriram que as estrelas se formavam em surtos, um conceito conhecido como "formação estelar explosiva". Em galáxias massivas como a Via Láctea, as estrelas formam-se a um ritmo constante, com o número de estrelas aumentando gradualmente ao longo do tempo. Mas a chamada formação estelar explosiva ocorre quando as estrelas se formam num padrão alternado, muitas estrelas de uma vez, seguidas de milhões de anos de muito poucas estrelas novas e depois muitas estrelas novamente.

A formação estelar explosiva é especialmente comum em galáxias de baixa massa. Os pormenores que explicam porque é que isto acontece são ainda objeto de pesquisa. Mas o que acontece é que se forma um surto de estrelas e, alguns milhões de anos mais tarde, estas estrelas explodem como supernovas. O gás é expulso e volta a cair para formar novas estrelas, impulsionando o ciclo de formação de estrelas. Mas quando as galáxias se tornam suficientemente massivas, têm uma gravidade muito mais forte. Quando as supernovas explodem, não são suficientemente fortes para ejetar o gás do sistema. A gravidade mantém a galáxia unida e leva-a para um estado estável. 

As simulações também foram capazes de produzir a mesma abundância de galáxias brilhantes que o JWST revelou, ou seja, o número de galáxias brilhantes previsto pelas simulações corresponde ao número de galáxias brilhantes observadas. Embora outros astrofísicos tenham levantado a hipótese de a formação estelar explosiva poder ser responsável pelo brilho incomum das galáxias no alvorecer cósmico, os pesquisadores da Northwestern são os primeiros a usar simulações computacionais detalhadas para provar que isso é possível. E conseguiram fazê-lo sem acrescentar novos fatores que não estão alinhados com o nosso modelo padrão do Universo.

A maior parte da luz de uma galáxia provém das estrelas mais massivas. Como as estrelas mais massivas ardem a uma velocidade superior, têm uma vida mais curta. Consomem rapidamente o seu combustível em reações nucleares. Assim, o brilho de uma galáxia está mais diretamente relacionado com o número de estrelas que se formaram nos últimos milhões de anos do que com a massa da galáxia como um todo. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Northwestern University

Medindo a expansão do Universo através de estrelas de nêutrons

Nos últimos anos, a astronomia tem-se visto numa espécie de crise: embora saibamos que o Universo está se expandindo, e embora saibamos aproximadamente a que velocidade, as duas principais formas de medir essa expansão não estão de acordo.

© NASA (ilustração dos dois métodos utilizados para medir a expansão do Universo)

Na imagem o hemisfério esquerdo mostra o remanescente em expansão da supernova descoberta por Tycho Brahe em 1572, aqui observada em raios X. À direita, um mapa da radiação cósmica de fundo de uma metade do céu, observada em micro-ondas.

Agora, astrofísicos do Instituto Niels Bohr sugerem um novo método que pode ajudar a resolver esta tensão. Sabemos isto desde que Edwin Hubble e outros astrônomos, há cerca de 100 anos, mediram as velocidades de um certo número de galáxias circundantes. As galáxias do Universo são "transportadas" para longe umas das outras por esta expansão e, por conseguinte, afastam-se umas das outras. 

Quanto maior for a distância entre duas galáxias, mais rapidamente se afastam, e o ritmo exato deste movimento é uma das grandezas mais fundamentais da cosmologia moderna. O número que descreve a expansão tem o nome de "constante de Hubble", aparecendo numa multiplicidade de equações e modelos diferentes do Universo e dos seus constituintes. 

Para compreender o Universo, temos, portanto, de conhecer a constante de Hubble com a maior exatidão possível. Existem vários métodos para a medir; métodos que são mutuamente independentes, mas que, felizmente, dão quase o mesmo resultado. O método intuitivamente mais fácil de compreender é, em princípio, o mesmo que Edwin Hubble e os seus colegas utilizaram há um século: localizar um conjunto de galáxias e medir as suas distâncias e velocidades. Na prática, isto é feito através da procura de galáxias com estrelas em explosão, as chamadas supernovas. 

Este método é complementado por outro método que analisa irregularidades na chamada radiação cósmica de fundo, uma forma antiga de luz que remonta a pouco tempo depois do Big Bang. Os dois métodos - o método das supernovas e o método da radiação de fundo - têm dado sempre resultados ligeiramente diferentes. Mas qualquer medição tem incertezas e, há alguns anos atrás, as incertezas eram suficientemente substanciais para que as pudéssemos culpar pela disparidade. 

No entanto, à medida que as técnicas de medição foram melhorando, as incertezas diminuíram e atingindo agora a um ponto em que podemos afirmar com um elevado grau de confiança que ambos não podem estar corretos. A raiz desta "tensão de Hubble", quer se trate de efeitos desconhecidos que enviesam sistematicamente um dos resultados, quer se trate de um indício de uma nova física ainda por descobrir, é atualmente um dos temas mais efervescentes da astronomia. 

Um dos maiores desafios consiste em determinar com exatidão as distâncias das galáxias. Mas um novo estudo propõe um novo método para medir distâncias, ajudando assim a resolver a disputa em curso. Quando duas estrelas de nêutrons ultracompactas, que são remanescentes de supernovas, se orbitam uma em torno da outra e acabam por se fundir, geram uma nova explosão, a chamada quilonova. 

Num outro estudo publicado há poucos dias, os pesquisadores mostram que as quilonovas, apesar da sua complexidade, podem ser descritas por uma única temperatura. E verifica-se que a simetria e a simplicidade das quilonovas permitem aos astrônomos deduzir exatamente a quantidade de luz que emitem. Comparando esta luminosidade com a quantidade de luz que chega à Terra, foi possível calcular a distância a que a quilonova se encontra. Foi obtido assim um método novo e independente para calcular a distância a galáxias que contêm quilonovas. 

As supernovas, que até agora têm sido utilizadas para medir as distâncias das galáxias, nem sempre emitem a mesma quantidade de luz. Além disso, exigem que se calibre primeiro a distância utilizando outro tipo de estrelas, as chamadas Cefeidas, que, por sua vez, também têm de ser calibradas. Com as quilonovas pode-se contornar estas complicações que introduzem incertezas nas medições. 

Para demonstrar o seu potencial, os astrofísicos aplicaram o método a uma quilonova descoberta em 2017. O resultado é uma constante de Hubble mais próxima da do método da radiação de fundo, mas os pesquisadores ainda não se atrevem a afirmar que o método da quilonova pode resolver a tensão de Hubble.

Os artigos foram publicados nos periódicos Astronomy & Astrophysics e The Astrophysical Journal. 

Fonte: Niels Bohr Institute

Os estranhos exoplanetas de lava

Os mundos de lava, exoplanetas massivos que abrigam céus cintilantes e mares vulcânicos agitados chamados oceanos de magma, são muito diferentes dos planetas do nosso Sistema Solar.

© Getty Images (ilustração de um exoplaneta de lava)

Até à data, quase 50% de todos os exoplanetas rochosos já descobertos são capazes de manter magma às suas superfícies, provavelmente porque estes planetas estão tão próximos das suas estrelas hospedeiras que completam uma órbita em menos de 10 dias. Esta proximidade faz com que os planetas sejam bombardeados por condições climáticas adversas e com temperaturas extremas à superfície, tornando-os completamente inóspitos à vida tal como a conhecemos atualmente. 

Agora, num novo estudo, os cientistas demonstraram que estes vastos oceanos fundidos têm uma grande influência nas propriedades observadas das Super-Terras rochosas e quentes, tais como no seu tamanho e no seu percurso evolutivo. 

Foi descoberto que devido à natureza extremamente compressível da lava, os oceanos de magma podem fazer com que os planetas ricos em lava sem atmosfera sejam modestamente mais densos do que os planetas sólidos de tamanho semelhante, bem como afetar a estrutura dos seus mantos, a espessa camada interior que rodeia o núcleo de um planeta. Mesmo assim, uma vez que estes objetos são notoriamente pouco estudados, caracterizar o funcionamento fundamental dos planetas de lava pode ser uma tarefa difícil.

Um dos mais conhecidos destes misteriosos exoplanetas escaldantes é 55 Cancri e, um exoplaneta situado a cerca de 41 anos-luz de distância, que os cientistas descrevem como tendo céus cintilantes e mares de lava agitados. Embora existam objetos no nosso Sistema Solar, como a lua Io de Júpiter, que são extremamente ativos do ponto de vista vulcânico, não existem verdadeiros planetas de lava na nossa parte do cosmos que os cientistas possam estudar de perto. 

Utilizando o software de modelação do interior de exoplanetas Exoplex e dados recolhidos em estudos anteriores para construir um módulo que incluía informações sobre vários tipos de composições magmáticas, os pesquisadores simularam vários cenários evolutivos de um planeta semelhante à Terra com temperaturas à superfície entre 1.420 e 2.120 °C, o ponto de fusão em que o manto sólido do planeta se transformaria em líquido. 

A partir dos modelos que criaram, a equipe foi capaz de discernir que os mantos dos planetas com oceano de magma podem assumir uma de três formas: a primeira em que todo o manto está completamente derretido, a segunda em que um oceano de magma se encontra à superfície e um terceiro modelo tipo sanduíche que consiste num oceano de magma à superfície, uma camada de rocha sólida no meio e outra camada de magma derretido que se encontra mais próxima do núcleo do planeta. 

Os resultados sugerem que a segunda e a terceira formas são ligeiramente mais comuns do que os planetas completamente fundidos. Dependendo da composição dos oceanos de magma, alguns exoplanetas sem atmosfera são melhores do que outros para reter elementos voláteis, compostos como o oxigênio e o carbono necessários para a formação das primeiras atmosferas, durante bilhões de anos. Por exemplo, o estudo refere que um planeta da classe de magma basal que seja 4 vezes mais massivo do que a Terra pode aprisionar mais de 130 vezes a massa de água dos oceanos da Terra, e cerca de 1.000 vezes a quantidade de carbono atualmente presente na superfície e na crosta do nosso planeta.

Os exoplanetas de lava estão muito longe de se tornarem suficientemente habitáveis para suportar vida, mas é importante compreender os processos evolutivos. No entanto, este estudo torna claro que medir a sua densidade não é exatamente a melhor forma de caracterizar estes mundos quando os comparamos com exoplanetas sólidos, uma vez que um oceano de magma não aumenta nem diminui significativamente a densidade do seu planeta. Em vez disso, a pesquisa revela que outros parâmetros terrestres são essenciais, como as flutuações da gravidade à superfície de um planeta, para testar as teorias sobre o funcionamento destes corpos celestes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Ohio State University

Novas evidências da rotação de um buraco negro

O buraco negro supermassivo no coração da galáxia M87, que se tornou famoso pela primeira imagem da sombra de um buraco negro, deu origem a outra novidade: confirmou-se agora que o seu jato oscila, fornecendo uma evidência direta de que o buraco negro está girando.

© Intouchable Lab (modelo do disco de acreção inclinado)

Os buracos negros supermassivos, monstros até bilhões de vezes mais pesados do que o Sol que devoram tudo à sua volta, também absorvendo a luz, são difíceis de estudar porque nenhuma informação pode escapar do seu interior. 

Teoricamente, há muitas poucas propriedades que são possíveis medir. Uma propriedade que poderia ser observada é a rotação, mas devido às dificuldades envolvidas, não têm havido observações diretas da rotação de buracos negros. À procura de evidências da rotação de buracos negros, uma equipe internacional analisou mais de duas décadas de dados observacionais da galáxia M87. 

Esta galáxia, localizada a 55 milhões de anos-luz de distância, na direção da constelação de Virgem, abriga um buraco negro 6,5 bilhões de vezes mais massivo do que o Sol, o mesmo buraco negro que produziu a primeira imagem da sombra de um buraco negro pelo EHT (Event Horizon Telescope) em 2019. 

Sabe-se que o buraco negro supermassivo na galáxia M87 tem um disco de acreção, que alimenta o buraco negro com matéria, e um jato, no qual a matéria é ejetada de perto do buraco negro a uma velocidade próxima da da luz. 

A equipe analisou dados relativos a 170 períodos de tempo recolhidos pela EAVN (East Asian VLBI Network), pelo VLBA (Very Long Baseline Array), pela rede conjunta KVN e VERA (KaVA) e pela rede VLBI EATING (East Asia to Italy Nearly Global). No total, mais de 20 radiotelescópios de todo o mundo contribuíram para este estudo. Os resultados mostram que as interações gravitacionais entre o disco de acreção e a rotação do buraco negro fazem com que a base do jato oscile, ou precesse, da mesma forma que as interações gravitacionais dentro do Sistema Solar fazem com que a Terra precesse. 

A equipe conseguiu ligar a dinâmica do jato ao buraco negro supermassivo central, fornecendo evidências diretas de que o buraco negro está girarando. A direção do jato muda cerca de 10 graus com um período de precessão de 11 anos, o que corresponde às simulações teóricas em supercomputador realizadas pelo ATERUI II no NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan).

Uma vez que o desalinhamento entre o buraco negro e o disco é relativamente pequeno e o período de precessão é de cerca de 11 anos, a acumulação de dados de alta resolução que traçam a estrutura de M87 ao longo de duas décadas e uma análise minuciosa são essenciais para esta descoberta. Os dados observacionais, perfeitamente ajustados à curva sinusoidal simples, trazem novos avanços na compreensão do sistema de buraco negro e jato.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Nova revisão da massa da Via Láctea

Graças ao catálogo mais recente do satélite Gaia da ESA, uma equipe internacional liderada por astrônomos do Observatório de Paris e do CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique) obteve a medição mais precisa da massa da Via Láctea.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração da Via Láctea)

Este estudo abre questões importantes na cosmologia, nomeadamente acerca da quantidade de matéria escura contida na nossa Galáxia. A massa total da Via Láctea está estimada em apenas 200 bilhões de vezes a do Sol, o que representa uma revisão em baixa significativa, cerca de quatro a cinco vezes inferior às estimativas anteriores. 

Este novo valor foi obtido a partir do terceiro lançamento de dados do catálogo Gaia, publicado em 2022, que fornece dados abrangentes sobre 1,8 bilhões de estrelas, englobando as três componentes espaciais e as três componentes de velocidade num espaço de seis dimensões dentro da Via Láctea. 

Utilizando os dados do Gaia, os cientistas conseguiram construir a curva de rotação mais exata alguma vez observada para uma galáxia espiral e deduzir a massa da Via Láctea. Antes do Gaia, obter uma curva de rotação robusta para a Via Láctea era um desafio, ao contrário do que acontecia com as outras galáxias espirais. Este desafio resultava da nossa posição no interior da Via Láctea, o que tornava impossível distinguir com precisão os movimentos e as distâncias das estrelas no disco galáctico. 

No estudo recente, a curva de rotação da nossa Galáxia é atípica: ao contrário das determinadas para outras grandes galáxias espirais, não é achatada. Pelo contrário, na periferia do disco da nossa Galáxia, esta curva começa a diminuir rapidamente, seguindo a previsão conhecida como declínio Kepleriano. 

A obtenção de uma curva de rotação para a Via Láctea que exiba um declínio Kepleriano exige que a nossa Galáxia seja enquadrada num contexto cosmológico. Um dos maiores avanços da astronomia moderna foi a constatação de que as velocidades de rotação dos grandes discos das galáxias espirais eram muito mais rápidas do que seria de esperar de um declínio Kepleriano. 

Na década de 1970, os astrônomos: Vera Rubin, que utilizou observações de gás ionizado, e Albert Bosma, que estudou gás neutro, demonstraram que a velocidade de rotação das galáxias espirais permanece constante, muito para além dos seus discos ópticos.

A consequência imediata desta descoberta foi a proposta da existência de matéria escura, adicional à matéria observável, distribuída num halo que envolve os discos das galáxias espirais. Sem esta matéria escura, as curvas de rotação teriam seguido um declínio Kepleriano. Este último indica a ausência de quantidades significativas de matéria fora do disco óptico. É o caso da Via Láctea, segundo o estudo atual. 

Considerando que a matéria comum (estrelas e gás frio) da Via Láctea é geralmente estimada em pouco mais de 0,6x10¹¹ massas solares, representa cerca de um-terço da matéria total. Este fato constitui uma revolução na cosmologia, uma vez que até agora se concordava que a matéria escura deveria ser pelo menos seis vezes mais abundante do que a matéria comum. 

Se a maioria das outras grandes galáxias espirais não exibe uma curva de rotação com um declínio Kepleriano, o que é que torna a nossa Galáxia tão diferente? Uma explicação possível pode ser que a Via Láctea tenha sofrido relativamente poucas perturbações devido a colisões violentas entre galáxias. A sua última grande fusão ocorreu há cerca de 9 bilhões de anos, em contraste com a média de 6 bilhões de anos para outras galáxias espirais. Em qualquer caso, isto indica que a curva de rotação obtida para a Via Láctea é particularmente precisa, não sendo afetada pelos resíduos de uma colisão tão antiga.

A segunda possibilidade pode surgir das diferenças metodológicas entre a curva de rotação derivada dos dados de seis dimensões de estrelas fornecidos pelo satélite Gaia, por exemplo, para a Via Láctea, e as curvas de rotação derivadas usando gás neutro para outras galáxias. Este trabalho abre caminho para uma reavaliação das curvas de rotação das grandes galáxias espirais e do seu conteúdo em matéria comum e escura. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Observatoire de Paris

Um processo especial de um par de galáxias em colisão

Esta fotografia tirada usando a Câmera Avançada para Pesquisas (ACS) do telescópio espacial Hubble mostra Arp 107, um objeto celeste que compreende um par de galáxias no meio de uma colisão.

© Hubble (Arp 107)

A galáxia maior (à esquerda desta imagem) é uma galáxia extremamente energética de um tipo conhecido como galáxia Seyfert, que abriga núcleos galácticos ativos em seus núcleos.

As galáxias Seyfert são notáveis porque, apesar do imenso brilho do núcleo ativo, a radiação de toda a galáxia pode ser observada. Isto é evidente nesta imagem, onde as espirais de toda a galáxia são facilmente visíveis. A companheira menor está ligada à maior por uma “ponte” aparentemente tênue, composta de poeira e gás. 

A dupla galáctica em colisão fica a cerca de 465 milhões de anos-luz da Terra. O Arp 107 está incluído em um catálogo de 338 galáxias conhecido como Atlas de Galáxias Peculiares, que foi compilado em 1966 por Halton Arp. 

Foi observado pelo Hubble como parte de um programa de observação que procurava especificamente preencher uma “lacuna” observacional, fazendo observações limitadas de membros do catálogo Arp. Parte da intenção do programa de observação era fornecer ao público imagens destas galáxias espetaculares e de difícil definição. Na verdade, vários lançamentos recentes fizeram uso de observações do mesmo programa de observação.

Fonte: ESA

Medida de um grande disco galáctico

Esta imagem apresenta a galáxia conhecida como NGC 3156.

© Hubble (NGC 3156)

É uma galáxia lenticular, o que significa que fica em algum lugar entre uma galáxia elíptica e uma galáxia espiral. Situa-se a cerca de 73 milhões de anos-luz da Terra, na constelação equatorial menor de Sextans. 

A Sextans é uma pequena constelação que pertence à família de constelações de Hércules. Ela própria é uma constelação com tema astronômico, sendo batizada em homenagem ao instrumento conhecido como sextante. Os sextantes são frequentemente considerados instrumentos de navegação inventados no século XVIII. No entanto, o sextante como ferramenta astronômica já existe há muito mais tempo: estudiosos islâmicos desenvolveram sextantes astronômicos muitas centenas de anos antes para medir ângulos no céu. 

Um exemplo particularmente notável é o enorme sextante com um raio de 36 metros que foi desenvolvido por Ulugh Beg, da dinastia Timúrida, no século XV, localizado em Samarcanda, no atual Uzbequistão. Estes primeiros sextantes podem ter sido um desenvolvimento do quadrante, um dispositivo de medição proposto por Ptolomeu. Um sextante, como o nome sugere, tem o formato de um sexto de um círculo, aproximadamente o formato da constelação. 

Os sextantes não são mais utilizados na astronomia moderna, tendo sido substituídos por instrumentos capazes de medir as posições de estrelas e objetos astronômicos com muito mais precisão. 

A NGC 3156 foi estudada de muitas maneiras além da determinação da sua posição precisa; desde o seu grupo de aglomerados globulares, até à sua formação estelar relativamente recente, até às estrelas que estão sendo destruídas pelo buraco negro supermassivo no seu centro. 

Fonte: ESA

Ondas monstruosas estão colidindo com uma estrela colossal

Um sistema estelar intrigou os pesquisadores porque é a “estrela pulsante” mais dramática já registrada.

© CfA / M. Weiss (ilustração de uma estrela pulsante)

Agora, novos modelos revelaram que ondas titânicas, geradas pelas marés, rebentam repetidamente numa das estrelas do sistema; a primeira vez que este fenômeno foi observado numa estrela. 

Estrelas pulsantes são estrelas em binárias próximas que pulsam periodicamente em brilho, como o ritmo de um coração batendo em uma máquina de eletrocardiograma. As estrelas nestes sistemas percorrem órbitas ovais alongadas. Sempre que oscilam próximas umas das outras, a gravidade das estrelas gera marés, tal como a Lua cria as marés oceânicas na Terra. As marés esticam e distorcem as formas das estrelas, alterando a quantidade de luz estelar vista vindo delas à medida que seus lados largos ou estreitos ficam alternadamente voltados para a Terra. 

Um novo estudo explica por que as flutuações de brilho de um sistema estelar pulsante são cerca de 200 vezes maiores do que as de estrelas com batimento oscilante típico. A causa: ondas gigantescas que rolam pela estrela maior, levantadas quando a sua estrela companheira menor faz regularmente passagens próximas. Estas ondas gigantes atingem alturas e velocidades tão elevadas, que as ondas quebram - semelhantes às ondas do oceano - e caem na superfície da grande estrela. Cada colisão das gigantescas ondas da estrela libera energia suficiente para desintegrar todo o nosso planeta centenas de vezes. 

As estrelas pulsantes foram vistas pela primeira vez quando o telescópio espacial Kepler, que caça exoplanetas, da NASA, detectou suas pulsações de brilho estelar reveladoras, geralmente sutis. A estrela maior do sistema tem quase 35 vezes a massa do Sol e, juntamente com a sua estrela companheira menor, é oficialmente designada MACHO 80.7443.1718, não por causa de qualquer força estelar, mas porque as mudanças de brilho do sistema foram registradas pela primeira vez pelo Projeto MACHO na década de 1990, que buscava sinais de matéria escura em nossa galáxia. 

A maioria das estrelas pulsantes variam em brilho apenas em cerca de 0,1%, mas MACHO 80.7443.1718 chamou a atenção dos astrônomos por causa de suas dramáticas oscilações de brilho sem precedentes, para cima e para baixo em 20%. Para desvendar o mistério, foi criado um modelo computacional do objeto. este modelo captou como a interação da gravidade das duas estrelas gera marés massivas na estrela maior. As ondas gigantescas resultantes atingem cerca de um quinto do raio da estrela gigante, o que equivale a ondas da altura de três Sóis empilhados uns sobre os outros, ou cerca de 4,4 milhões de quilômetros de altura. 

As simulações mostram que as ondas enormes começam como ondas suaves e organizadas, tal como as ondas do oceano, antes de se enrolarem e rebentarem. A tremenda liberação de energia das ondas em MACHO 80.7443.1718 tem dois efeitos, mostra o modelo. Ele gira a superfície estelar cada vez mais rápido e lança gás estelar para fora para formar uma atmosfera estelar giratória e brilhante. Cerca de uma vez por mês, as duas estrelas passam uma pela outra e uma nova onda monstruosa atravessa a superfície da estrela. Cumulativamente, esta agitação fez com que a grande estrela MACHO 80.7443.1718 aumentasse no seu equador cerca de 50% mais do que nos seus polos. 

O brilho característico desta atmosfera foi uma das principais pistas de que ondas estavam quebrando na superfície da estrela. Por mais inédito que seja a estrela MACHO 80.7443.1718, é improvável que seja única. Das quase 1.000 estrelas com com oscilações pulsantes descobertas até agora, cerca de 20 delas apresentam grandes flutuações de brilho que se aproximam das do sistema simulado. E ao observar as ondas colossais rolando pela superfície estelar, os astrônomos esperam compreender como as interações próximas moldam a evolução dos pares estelares. 

Um artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descobertos metano e dióxido de carbono na atmosfera de exoplaneta

Uma nova pesquisa realizada por uma equipe internacional de astrônomos, utilizando dados do telescópio espacial James Webb, sobre K2-18 b, um exoplaneta 8,6 vezes mais massivo do que a Terra, revelou a presença de moléculas de carbono, incluindo metano e dióxido de carbono.

© STScI / J. Olmstead (ilustração do exoplaneta K2-18 b)

A descoberta vem juntar-se a estudos recentes que sugerem que K2-18 b poderá ser um exoplaneta Hiceano, um exoplaneta com potencial para possuir uma atmosfera rica em hidrogênio e uma superfície coberta de oceanos de água. 

A primeira visão sobre as propriedades atmosféricas deste exoplaneta na zona habitável veio de observações com o telescópio espacial Hubble, o que levou a estudos adicionais que desde então mudaram a nossa compreensão do sistema. O exoplaneta K2-18 b orbita a estrela anã fria K2-18 na zona habitável e situa-se a 120 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Leão. 

Os exoplanetas como K2-18 b, que têm tamanhos entre os da Terra e os de Netuno, são diferentes de tudo o que existe no nosso Sistema Solar. Esta falta de planetas análogos nas proximidades significa que estes "sub-Netunos" são mal compreendidos e a natureza das suas atmosferas é uma questão de debate ativo entre os astrônomos. A sugestão de que o sub-Netuno K2-18 b poderia ser um exoplaneta Hiceano é intrigante, uma vez que alguns astrônomos pensam que estes mundos são ambientes promissores para procurar evidências de vida.

A abundância de metano e dióxido de carbono em K2-18 b, bem como a escassez de amoníaco, apoiam a hipótese de que pode existir um oceano por baixo de uma atmosfera rica em hidrogênio. Estas observações iniciais do Webb também permitiram a detecção da molécula sulfureto de dimetilo (dimetilsulfureto). Na Terra, esta molécula só é produzida por vida. A maior parte do dimetilsulfureto na atmosfera da Terra é emitida pelo fitoplâncton em ambientes marinhos. A inferência de dimetilsulfureto é menos robusta e requer validação adicional. 

Embora K2-18 b se encontre na zona habitável e se saiba agora que abriga moléculas com carbono, isto não significa necessariamente que o planeta possa suportar vida. A grande dimensão do planeta, com um raio 2,6 vezes superior ao da Terra, significa que o seu interior contém provavelmente um grande manto de gelo a altas pressões, como Netuno, mas com uma atmosfera mais fina rica em hidrogênio e uma superfície oceânica. Prevê-se que os mundos hiceanos tenham oceanos de água. No entanto, também é possível que o oceano seja demasiado quente para ser habitável ou líquido. Embora este tipo de planeta não exista no nosso Sistema Solar, os sub-Netunos são o tipo de planeta mais comum conhecido até agora na Galáxia. 

A caracterização das atmosferas de exoplanetas como K2-18 b, ou seja, a identificação dos seus gases e condições físicas, é uma área muito ativa na astronomia. No entanto, estes planetas são ofuscados pelo brilho das suas estrelas progenitoras muito maiores, o que torna a exploração das atmosferas dos exoplanetas particularmente difícil. A equipe contornou este desafio analisando a luz da estrela hospedeira de K2-18 b à medida que esta atravessava a atmosfera do exoplaneta. O K2-18 b é um exoplaneta em trânsito, o que significa que é possível detectar uma queda de brilho à medida que passa pela face da sua estrela. Foi assim que o exoplaneta foi descoberto pela primeira vez. Isto significa que durante os trânsitos uma pequena fração da luz estelar passa pela atmosfera do exoplaneta antes de chegar a telescópios como o Webb. A passagem da luz da estrela pela atmosfera exoplanetária deixa vestígios que podem juntar para determinar os gases da atmosfera do exoplaneta. 

A equipe tenciona agora realizar uma exploração de seguimento com o MIRI (Mid-InfraRed Instrument) do telescópio Webb, que esperam venha a validar ainda mais as suas descobertas e a fornecer novos conhecimentos sobre as condições ambientais em K2-18 b.

Os resultados foram aceitos para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Fluxo supersônico captado de estrela jovem

Os chamados objetos de Herbig-Haro (HHs) são jatos luminosos de gás que assinalam o crescimento de estrelas infantis.

© Webb (HH 211)

Utilizando o telescópio espacial James Webb, uma equipe internacional de astrônomos, com a participação de cientistas do Instituto Max Planck de Astronomia, obteve uma imagem espetacular de HH 211, um jato bipolar que viaja pelo espaço interestelar a velocidades supersônicas. 

A cerca de 1.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Perseu, o objeto é um dos fluxos protoestelares mais jovens e mais próximos, o que o torna um alvo ideal para o Webb. 

Os objetos Herbig-Haro rodeiam estrelas recém-nascidas e formam-se quando os ventos estelares ou jatos de gás expelidos por estas estrelas recém-nascidas formam ondas de choque que colidem com gás e poeira próximos a alta velocidade. Uma nova e excitante imagem de HH 211 revela um fluxo de uma protoestrela de Classe 0, uma análoga infantil do nosso Sol quando este tinha apenas algumas dezenas de milhares de anos e uma massa de apenas 8% da atual (acabará por se tornar uma estrela como o Sol). As protoestrelas ainda não atingiram a fase de fusão nuclear. 

As imagens infravermelhas são muito boas no estudo de estrelas recém-nascidas e dos seus fluxos, porque estas estrelas estão invariavelmente ainda embebidas no gás da nuvem molecular em que se formaram. A emissão infravermelha dos fluxos da estrela penetra o gás e a poeira que a obscurecem, tornando um objeto Herbig-Haro como HH 211 ideal para observação com os sensíveis instrumentos infravermelhos do Webb. 

As moléculas excitadas pelas condições turbulentas, incluindo o hidrogênio molecular, o monóxido de carbono e o monóxido de silício, emitem luz infravermelha que o Webb pode recolher para mapear a estrutura dos fluxos. A imagem obtida com o instrumento NIRCam mostra uma série de choques, ou seja, radiação desencadeada por colisões de gás, a sudeste (em baixo à esquerda) e a noroeste (em cima à direita), bem como o jato bipolar estreito que os alimenta, com um detalhe sem precedentes, com uma resolução espacial cerca de 5 a 10 vezes superior à de quaisquer imagens anteriores de HH 211. 

Esta série de eventos de choque indica uma liberação episódica de gás, que está diretamente relacionada com o crescimento da protoestrela através da infiltração de poeira e gás. O jato interno é visto se agitando com simetria em ambos os lados da protoestrela central. Isto está de acordo com observações em escalas menores e sugere que a protoestrela pode ser uma estrela binária não resolvida.

Observações anteriores de HH 211 com telescópios terrestres mostraram o movimento do gás ao longo do fluxo, medindo uma mudança no comprimento de onda da radiação emitida. Agora, foram encontrados enormes choques com desvios para o vermelho (noroeste) e com desvios para o azul (sudeste) e estruturas semelhantes a cavidades à luz do hidrogênio e do monóxido de carbono excitados por choques, respectivamente, e um jato de dupla face serpenteante e com nós à luz do monóxido de silício. 

Com estas novas observações com os instrumentos NIRCam e NIRSpec do Webb, os pesquisadores descobriram que o fluxo de gás do objeto é relativamente lento em comparação com protoestrelas semelhantes, mas mais evoluídas. A equipe mediu as velocidades das estruturas mais interiores do fluxo de gás com cerca de 80 a 100 quilômetros por segundo. No entanto, a diferença de velocidade entre estas seções do fluxo e o material com que estão colidindo é muito menor. 

Os fluxos das estrelas mais jovens, como a que se encontra no centro de HH 211, são majoritariamente constituídos por moléculas devido às velocidades comparativamente baixas das ondas de choque, que não são suficientemente energéticas para quebrar as moléculas em átomos e íons mais simples.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Prevista a possível existência de um planeta nos confins do Sistema Solar

Existem muitas anomalias por explicar nas órbitas e na distribuição dos objetos transnetunianos, pequenos corpos celestes localizados nos confins do Sistema Solar.

© F. P. D'Andrea (ilustração de um novo planeta)

Agora, com base em simulações computacionais detalhadas do início do Sistema Solar exterior, pesquisadores do Japão preveem a possibilidade de um planeta com um tamanho semelhante ao da Terra, ainda não descoberto, localizado para lá de Netuno, orbitando o Sol.

Se esta previsão se concretizar, poderá revolucionar a nossa compreensão da história do Sistema Solar. No entanto, é quase certo que, há bilhões de anos, o Sistema Solar formou mais planetas do que estes oito. Embora a maior parte deles já tenha desaparecido ou saído do Sistema Solar, será possível que alguns tenham permanecido e sobrevivido até aos dias de hoje?

A resposta a esta pergunta pode vir dos chamados OTNs (objetos transnetunianos). Como o nome indica, os OTNs são pequenos corpos celestes que orbitam o Sol a uma distância média superior à da órbita de Netuno. Em particular, o distante Cinturão de Kuiper, a região localizada a mais de 50 UA (unidades astronômicas) ou 7,5 bilhões de quilômetros do Sol, contém muitos OTNs. Embora estes objetos representem os restos da formação planetária no Sistema Solar exterior, as suas órbitas e distribuição podem muito bem revelar a presença de planetas por descobrir. 

Num estudo recente, o professor associado Patryk Sofia Lykawka da Universidade de Kindai no Japão e o professor associado Takashi Ito do CfCA (Center for Computational Astrophysics) do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) resolveram este enigma. Com base na análise teórica das observações e em simulações computacionais de ponta, chegaram à notável conclusão de que um planeta com aproximadamente o tamanho da Terra (1,5 a 3 vezes mais massivo) pode estar à espreita no distante Cinturão de Kuiper! 

Os pesquisadores começaram por analisar em pormenor a estrutura orbital do distante Cinturão de Kuiper, que exibe várias anomalias por explicar. Por exemplo, existe uma grande população de OTNs isolados cujas órbitas estão para além da influência gravitacional de Netuno. Além disso, há um número significativo de OTNs com órbitas altamente inclinadas, juntamente com uma população de "OTNs extremos" cujas órbitas são extremamente difíceis de explicar com os modelos atuais para a formação do Sistema Solar e do Cinturão de Kuiper. 

Com base nestas análises, os cientistas teorizaram que outro planeta para além dos quatro gigantes (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) deve ter influenciado a formação do Cinturão de Kuiper. Para testar a sua hipótese, efetuaram uma série de simulações utilizando os computadores instalados no laboratório de Lykawka e o grupo de PCs de uso geral do NAOJ, usando modelos do Sistema Solar primitivo que existia há cerca de 4,5 bilhões de anos. 

Foram consideradas interações entre os quatro planetas gigantes, um hipotético planeta do Cinturão de Kuiper e um disco de pequenos objetos representando o distante Cinturão de Kuiper primordial. Depois de cada simulação ter sido concluída, as populações de OTNs resultantes, após um período de 4,5 bilhões de anos, foram comparadas com as obtidas a partir de observações modernas para ver se algum dos modelos explicava as anomalias no Cinturão de Kuiper. Notavelmente, os melhores resultados das simulações sugeriam que deveria existir um planeta por descobrir com distâncias entre cerca de 200 e 800 UA. 

Graças à massa palpável e a uma órbita inclinada de cerca de 30°, um tal planeta poderia ter gerado o grande número de OTNs isolados, os OTNs altamente inclinados, bem como os OTNs extremos com órbitas peculiares, de acordo com as observações atuais. 

A descoberta de um novo planeta de tamanho semelhante ao da Terra no Sistema Solar teria, sem dúvida, implicações profundas, como explica o Dr. Lykawka: "Primeiro, o Sistema Solar voltaria a ter oficialmente nove planetas. Além disso, à semelhança do que aconteceu em 2006 quando Plutão foi despromovido da categoria de planeta, teríamos de aperfeiçoar a definição de 'planeta', uma vez que um planeta de tamanho semelhante à Terra, localizado muito para além de Netuno, pertenceria provavelmente a uma nova classe de planetas. Finalmente, as nossas teorias sobre a formação do Sistema Solar e dos planetas também precisariam de ser revistas". 

Na busca deste novo planeta, muitos novos OTNs extremos poderiam ser descobertos no processo, fornecendo informações valiosas sobre a região transnetuniana. Um conhecimento mais pormenorizado da estrutura orbital no Cinturão de Kuiper fornecerá uma melhor compreensão da formação do Sistema Solar exterior, o que também revelará as condições em que os planetas se formaram. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Kindai University

O mistério da Tensão de Hubble

O ritmo de expansão do Universo, a que se dá o nome constante de Hubble, é um dos parâmetros fundamentais para compreender a evolução e o destino final do cosmos. No entanto, observa-se uma diferença persistente, designada por "Tensão de Hubble", entre o valor da constante medido com uma vasta gama de indicadores de distância independentes e o seu valor previsto a partir do brilho remanescente do Big Bang.

© Hubble / Webb (NGC 5584)

Observações combinadas do instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb e do WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble mostram a galáxia espiral NGC 5584, que se encontra a 72 milhões de anos-luz da Terra. Entre as estrelas brilhantes da NGC 5584 encontram-se estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas e supernovas do Tipo Ia, uma classe especial de estrelas em explosão. Os astrônomos utilizam as variáveis Cefeidas e as supernovas do Tipo Ia como marcadores de distância para medir o ritmo de expansão do Universo.

O telescópio espacial James Webb fornece novas capacidades para analisar e aperfeiçoar algumas das mais fortes evidências observacionais da Tensão de Hubble. Adam Riess, da Universidade Johns Hopkins e do STScI (Space Telescope Science Institute), laureado com o Prêmio Nobel, apresenta o seu trabalho recente e o dos seus colegas, utilizando observações do Webb para melhorar a precisão das medições locais da constante de Hubble. 

Os cosmólogos querem decifrar um sinal cósmico de limite de velocidade que fornece a que velocidade o Universo está se expandindo, ou seja, um número chamado constante de Hubble. Este sinal está escrito nas estrelas de galáxias distantes. O brilho de certas estrelas nestas galáxias mostra a que distância estão e, portanto, durante quanto tempo esta luz viajou até chegar a nós, e os desvios para o vermelho das galáxias revelam quanto o Universo se expandiu durante este tempo, indicando o ritmo de expansão. 

Uma classe particular de estrelas, as variáveis Cefeidas, fornece as medições de distância mais precisas desde há mais de um século, porque estas estrelas são extraordinariamente brilhantes: são estrelas supergigantes, com uma luminosidade cem mil vezes superior à do Sol. Além disso, elas pulsam durante um período de semanas que indica a sua luminosidade relativa. Quanto mais longo for o período, mais brilhantes são intrinsecamente. São a ferramenta de referência para medir as distâncias de galáxias a cem milhões de anos-luz de distância ou mais, um passo crucial para determinar a constante de Hubble. Infelizmente, as estrelas nas galáxias estão amontoadas num pequeno espaço a partir do nosso ponto de vista distante e, por isso, muitas vezes não possui resolução necessária para as separar das suas vizinhas na linha de visão.

Uma das principais justificações para a construção do telescópio espacial Hubble foi a resolução deste problema. Antes do lançamento do Hubble em 1990 e das subsequentes medições das Cefeidas, o ritmo de expansão do Universo era tão incerto que os astrônomos nem sabiam se o Universo estava se expandindo. Isto porque um ritmo de expansão mais rápido leva a uma idade mais jovem do Universo e um ritmo de expansão mais lento a uma idade mais velha do Universo. O Hubble tem uma melhor resolução no comprimento de onda visível do que qualquer telescópio terrestre porque está situado acima dos efeitos de desfocagem da atmosfera da Terra. Como resultado, pode identificar variáveis Cefeidas individuais em galáxias que estão a mais de cem milhões de anos-luz de distância e medir o intervalo de tempo durante o qual mudam de brilho.

No entanto, também temos de observar as Cefeidas na parte do infravermelho próximo do espectro, para ver a luz que passa incólume através da poeira (a poeira absorve e dispersa a luz visível azul, fazendo com que os objetos distantes pareçam tênues e dando o aspecto que estão mais longe do que estão). Infelizmente, a visão da luz vermelha do Hubble não é tão nítida como a da luz azul, pelo que a luz das estrelas Cefeidas que vemos está misturada com outras estrelas no seu campo de visão. Porém, a visão nítida no infravermelho é a especialidade do telescópio espacial James Webb. Com o seu grande espelho e óptica sensível, consegue separar facilmente a luz das Cefeidas das estrelas vizinhas com pouca mistura. 

No primeiro ano de operações do Webb, foram recolhidas observações de Cefeidas encontradas pelo Hubble em dois passos ao longo do que é conhecido como a escada de distâncias cósmicas. O primeiro passo envolve a observação de Cefeidas numa galáxia (NGC 4258) com uma distância geométrica conhecida que permite calibrar a verdadeira luminosidade das Cefeidas. O segundo passo é observar Cefeidas nas galáxias hospedeiras de supernovas recentes do Tipo Ia. A combinação dos dois primeiros passos transfere o conhecimento da distância às supernovas para calibrar as suas verdadeiras luminosidades. O terceiro passo é observar estas supernovas a uma grande distância, onde a expansão do Universo é aparente e pode ser medida comparando as distâncias inferidas a partir da sua luminosidade e os desvios para o vermelho das galáxias hospedeiras das supernovas. Esta sequência de passos é conhecida como a escada de distâncias.

Foram observadas mais de 320 Cefeidas nas duas primeiras etapas. Confirmou-se que as anteriores medições do telescópio espacial Hubble eram exatas, embora mais ruidosas. Também foram observadas mais quatro hospedeiras de supernovas com o Webb e verificou-se um resultado semelhante para toda a amostra.

O que os resultados ainda não explicam o motivo do Universo parece estar se expandindo tão rapidamente! Podemos prever o ritmo de expansão do Universo observando a sua imagem primordial, a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e depois utilizar o melhor modelo de como cresce ao longo do tempo para evidenciar a que velocidade o Universo deverá estar se expandindo atualmente. O fato de a medida atual do ritmo de expansão exceder significativamente a previsão é um problema que já dura há uma década, a chamada "Tensão de Hubble". 

A possibilidade mais excitante é que ela seja uma pista sobre algo que está faltando na compreensão do cosmos. Pode indicar a presença de energia escura exótica, matéria escura exótica, uma revisão da compreensão da gravidade, a presença de uma partícula ou campo único. O mistério da Tensão de Hubble aprofunda-se.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A passagem do cometa Nishimura

O cometa Nishimura está contornando o Sol com velocidade de 70 Km/s.

© Peter Kennett (cometa Nishimura)

O astrônomo amador japonês Hideo Nishimura fez uma descoberta, no dia 11 de agosto deste ano, ao detectar um objeto brilhante nas proximidades do Sol.

Este objeto, anteriormente invisível devido ao brilho do Sol, revelou-se como um cometa completamente novo e brilhante. Em 15 de agosto, o Minor Planet Center confirmou oficialmente a descoberta e nomeou o cometa como C/2023 P1 (Nishimura). 

O cometa Nishimura tem um período orbital estimado em 334 anos, segundo os dados do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. O cometa tem atualmente uma magnitude de 4,5. Ele está se tornando gradualmente mais brilhante. Sua cauda crescente agora tem quase 8 minutos de arco de comprimento. 

O cometa Nishimura está atualmente na constelação de Leão, entre as órbitas de Mercúrio e Vênus, seu nascente ocorre às 6h02 e a 20° do Sol que aparece às 6h20. O cometa aparecerá muito baixo no céu ao amanhecer até o final do mês, visível com binóculos e dependendo das condições até a olho nu. 

Em 2 de setembro, o astrofotógrafo Gerald Rhemann obteve uma imagem da desconexão de cauda do cometa devido ao vento solar forte, quando uma Ejeção de Massa Coronal atingiu o cometa, provavelmente oriunda da mancha solar ativa AR3413.

© Gerald Rhemann (desconexão de cauda do cometa Nishimura)

Em 13 de setembro, o cometa atingirá a maior aproximação à Terra, a uma distância de 0,85 UA (128 milhões de quilômetros) e magnitude 3,6. Em 17 de setembro, o C/2023 P1 (Nishimura) atingirá seu periélio, o ponto mais próximo do Sol, a uma distância de cerca de 0,2 UA (30 milhões de quilômetros). Neste momento, ele estará a 12º do Sol e atingirá seu brilho máximo, podendo chegar a uma magnitude 2,7.

No entanto, sua proximidade com o Sol no céu pode tornar a observação desafiadora. Em geral, um objeto celeste com uma magnitude aparente menor que aproximadamente 6,0 é considerado visível a olho nu em condições de céu escuro e limpo. Quanto menor o valor da magnitude aparente, mais brilhante o objeto. 

Cálculos recentes sugerem que este cometa pode ser periódico. Cometas que fazem sua primeira passagem pelo Sol têm maior probabilidade estatística de se desintegrar, mas cada passagem subsequente ao periélio torna o núcleo do cometa mais robusto. Assim, o C/2023 P1 tem uma melhor chance de sobreviver às futuras passagens próximas ao Sol. 

Para encontrar o cometa no céu, aplicativos de observação de estrelas como Star Walk 2 e Sky Tonight, ou ainda programas como Stellarium e Cartes du Ciel podem ser úteis. 

O cometa C/2023 P1 (Nishimura) pode estar relacionado à chuva de meteoros Sigma Hydrids, que está ativa de 22 de novembro a 18 de janeiro (com pico por volta de 30 de novembro). 

Fonte: Cosmo Novas