Detectado um notável sinal de ondas gravitacionais

Em maio de 2023, pouco depois do início da quarta série de observações LIGO-Virgo-KAGRA, o detetor LIGO em Livingston observou um sinal de ondas gravitacionais resultante da colisão do que é muito provavelmente uma estrela de nêutrons com um objeto compacto que tem 2,5 a 4,5 vezes a massa do nosso Sol.

© K. Gill (ilustração de uma estrela de nêutrons)

As estrelas de nêutrons e os buracos negros são ambos objetos compactos, os remanescentes densos de explosões estelares massivas. O que torna este sinal, chamado GW230529, intrigante é a massa do objeto mais pesado. Está dentro de um possível intervalo de massa entre as estrelas de nêutrons mais pesadas conhecidas e os buracos negros mais leves. 

O sinal de ondas gravitacionais, por si só, não pode revelar a natureza deste objeto. Futuras detecções de eventos semelhantes, especialmente os acompanhados por explosões de radiação eletromagnética, poderão ser a chave para resolver este mistério cósmico.

Existe uma lacuna de massa entre as estrelas de nêutrons e os buracos negros.  Antes da detecção de ondas gravitacionais em 2015, as massas dos buracos negros de massa estelar eram determinadas principalmente através de observações de raios X, enquanto as massas das estrelas de nêutrons eram determinadas através de observações de rádio. 

As medições resultantes dividiam-se em dois intervalos distintos, com uma diferença entre eles de cerca de 2 a 5 vezes a massa do nosso Sol. Ao longo dos anos, um pequeno número de medições tem-se aproximado deste intervalo de massa, que continua a ser altamente debatido entre os astrofísicos. A análise do sinal GW230529 mostra que este provém da fusão de dois objetos compactos, um com uma massa entre 1,2 e 2,0 vezes a do nosso Sol e o outro com um pouco mais do dobro da massa. 

Embora o sinal das ondas gravitacionais não forneça informação suficiente para determinar com certeza se estes objetos compactos são estrelas de nêutrons ou buracos negros, parece provável que o objeto mais leve seja uma estrela de nêutrons e o objeto mais massivo um buraco negro. 

Os cientistas da Colaboração LIGO-Virgo-KAGRA estão confiantes de que o objeto mais massivo está dentro da lacuna de massa. As observações de ondas gravitacionais já forneceram quase 200 medições das massas de objetos compactos. Destas, apenas uma outra fusão pode ter envolvido um objeto compacto na lacuna de massa, o sinal GW190814 veio da fusão de um buraco negro com um objeto compacto que excede a massa das estrelas de nêutrons mais pesadas conhecidas e está, possivelmente, dentro deste intervalo de massa. A observação deste sistema tem implicações importantes tanto para as teorias da evolução dos binários como para os homólogos eletromagnéticos das fusões de objetos compactos. 

A terceira série de observações dos detectores de ondas gravitacionais, muito bem-sucedida, terminou na primavera de 2020, elevando para 90 o número de detecções de ondas gravitacionais conhecidas. Antes do início da quarta série de observação, O4, em 24 de maio de 2023, os pesquisadores do LIGO-Virgo-KAGRA introduziram melhorias nos detectores, na infraestrutura e no software de análise que lhes permitem detectar sinais de mais longe e extrair mais informações sobre os eventos extremos em que as ondas são geradas. 

No dia 29 de maio de 2023, o sinal de ondas gravitacionais GW230529 passou pelo detector LIGO em Livingston. Em poucos minutos, os dados do detector foram analisados e foi emitido um alerta (designado S230529ay) anunciando publicamente o sinal. Os astrônomos que receberam o alerta foram informados de que uma estrela de nêutrons e um buraco negro se fundiram muito provavelmente a cerca de 650 milhões de anos-luz da Terra. Infelizmente, a direção da fonte não pôde ser determinada porque apenas um detector de ondas gravitacionais estava observando no momento do sinal. 

A quarta série de observações está planejada para durar 20 meses, incluindo uma pausa de dois meses para realizar a manutenção dos detectores e para fazer uma série de melhorias necessárias. Até 16 de janeiro de 2024, quando começou a pausa de comissionamento, tinham sido identificados um total de 81 candidatos a sinais significativos. GW230529 é o primeiro destes a ser publicado após uma investigação pormenorizada. A quarta série de observações foi retomada no passado dia 10 de abril de 2024 com os detectores LIGO em Hanford, LIGO em Livingston e Virgo funcionando em conjunto. A série continuará até fevereiro de 2025, cujo número total de sinais de ondas gravitacionais observados deverá ultrapassar os 200.

Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics

Uma "nova" estrela na constelação de Coroa Boreal

Prevê-se que um sistema estelar, localizado a 3.000 anos-luz da Terra, se torne em breve visível a olho nu.

© NASA (anã branca acompanhada de gigante vermelha)

Esta poderá ser uma oportunidade única de observação, uma vez que a nova só ocorre de 80 em 80 anos. O sistema estelar T Coronae Borealis, ou T CrB, explodiu pela última vez em 1946 e os astrônomos pensam que voltará a fazê-lo até setembro de 2024. 

O sistema estelar, normalmente de magnitude 10, que é demasiado tênue para ser visto a olho nu, saltará para magnitude 2 durante o evento. O seu brilho será semelhante ao da Estrela Polar. Uma vez atingido o pico de brilho, deverá ser visível a olho nu durante vários dias e durante pouco mais de uma semana através de binóculos, antes de voltar a escurecer, possivelmente durante outros 80 anos. 

O brilho aparecerá na constelação de Coroa Boreal, ou Coroa do Norte, um pequeno arco semicircular perto das constelações de Boieiro e Hércules. É aqui que a explosão aparecerá como uma "nova" estrela brilhante. 

Esta nova recorrente é apenas uma de cinco na nossa Galáxia. Acontece porque T CrB é um sistema binário com uma anã branca e uma gigante vermelha. As estrelas estão suficientemente próximas para que, à medida que a gigante vermelha se torna instável devido ao aumento da temperatura e da pressão e começa a ejetar as suas camadas exteriores, a anã branca recolha essa matéria para a sua superfície. A atmosfera pouco densa da anã branca acaba por aquecer o suficiente para provocar uma reação termonuclear descontrolada, que produz a nova que vemos da Terra.

Fonte: NASA

Choque de estrelas em nebulosa desvenda mistério estelar

Quando observaram um par de estrelas no coração de uma nuvem de gás e poeira, os astrônomos ficaram surpreendidos.

© ESO (nebulosa Ovo de Dragão que rodeia o sistema HD 148937)

Normalmente, os pares de estrelas apresentam-se tipicamente muito semelhantes, um pouco como gêmeos, no entanto, no caso de HD 148937, uma das estrelas parece ser mais jovem que a sua companheira e, também ao contrário da companheira, apresenta-se magnética.

Novos dados obtidos no Observatório Europeu do Sul (ESO) sugerem que teriam existido originalmente três estrelas neste sistema, tendo duas delas chocado entre si e se fundido. Este evento violento deu origem a uma nuvem circundante e alterou para sempre o destino do sistema. 

O sistema HD 148937, situado a aproximadamente 3.800 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação da Régua, é constituído por duas estrelas muito mais massivas do que o Sol e encontra-se rodeado por uma nebulosa, uma nuvem de gás e poeira. Encontrar uma nebulosa em torno de duas estrelas massivas é algo bastante raro, levando os astrônomos a pensar que alguma coisa de diferente devia ter acontecido neste sistema.

A diferença de idades das estrelas, uma parece ser pelo menos 1,5 milhões de anos mais nova do que a outra, sugere que algo deve ter rejuvenescido a estrela mais massiva. Outro detalhe importante é a nebulosa que rodeia as estrelas, NGC 6164/6165, também conhecida por Ovo de Dragão. Esta nebulosa tem uma idade de 7.500 anos, o que significa que é centenas de vezes mais nova do que ambas as estrelas, e apresenta também quantidades muito elevadas de nitrogênio, carbono e oxigênio. Este fato é bastante surpreendente, uma vez que estes são elementos que esperamos ver normalmente no interior de uma estrela, e não no exterior, o que nos sugere que tenham sido liberados no seguimento de algum acontecimento violento. 

Para desvendar este mistério, a equipe juntou nove anos de dados dos instrumentos PIONIER e GRAVITY, ambos montados no Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI) do ESO, situado no deserto do Atacama, no Chile. Foram também utilizados dados de arquivo do instrumento FEROS, no Observatório de La Silla do ESO. 

Pensava-se que este sistema era originalmente composto por, pelo menos, três estrelas; duas delas deviam estar muito próximas uma da outra em determinado ponto da órbita, enquanto a terceira estaria muito mais afastada. As duas estrelas interiores fundiram-se de forma violenta, criando uma estrela magnética e ejetando material, o qual deu origem à nebulosa. A estrela mais distante formou uma nova órbita com a estrela magnética recém fundida, criando o binário que é observado atualmente no centro da nebulosa. 

Este cenário explica também porque é que uma das estrelas do sistema é magnética e a outra não, outra característica peculiar de HD 148937 detectada nos dados do VLTI. Ao mesmo tempo, este resultado ajuda a resolver um mistério de longa data da astronomia: como é que as estrelas massivas obtêm os seus campos magnéticos. Embora os campos magnéticos sejam uma característica comum às estrelas de pequena massa, como o nosso Sol, as estrelas mais massivas não conseguem manter campos magnéticos da mesma forma.

No entanto, algumas estrelas de grande massa são magnéticas. Os astrônomos já suspeitavam desde há algum tempo que as estrelas massivas poderiam adquirir campos magnéticos aquando da fusão de duas estrelas entre si, no entanto, esta é a primeira vez que se encontram provas diretas deste acontecimento. No caso de HD 148937, a fusão deve ter ocorrido recentemente.

Não se espera que o magnetismo em estrelas massivas dure muito tempo em comparação com o tempo de vida da estrela, por isso é provável que este acontecimento raro ocorreu muito pouco tempo depois. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, permitirá aos pesquisadores descobrir com mais detalhe o que aconteceu neste sistema e talvez até revelar mais surpresas.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Explosões gigantes que alimentam jatos de uma estrela de nêutrons

O telescópio espacial de raios gama da ESA, Integral, desempenhou um papel decisivo na observação de jatos de matéria expelidos para o espaço a um-terço da velocidade da luz.

© ESA (jato emitido no disco de acreção)

A matéria e a energia foram liberadas quando ocorreram enormes explosões na superfície de uma estrela de nêutrons.

Esta observação inédita provou ser ideal para explorar jatos astrofísicos de todos os tipos. Os jatos são produzidos por muitos objetos astronômicos diferentes, mas o seu estudo é difícil. Estes fluxos de matéria são distantes e é um desafio ver as suas características. Isto torna extremamente difícil o rastreio da matéria em movimento para assim compreender como o jato está sendo lançado e acelerado. 

No entanto, uma equipe internacional de astrônomos, incluindo Thomas Russell, do INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), Palermo, Itália, notou de que certos tipos de estrelas de nêutrons poderiam abrir uma nova via de investigação. 

As estrelas de nêutrons são "cadáveres" estelares supercompactos. Quando em órbita com outra estrela, o intenso campo gravitacional da estrela de nêutrons pode acabar por puxar matéria da sua estrela companheira. Parte desta matéria acumulada é então expelida em jatos que se afastam ao longo do eixo de rotação da estrela de nêutrons, e o resto da matéria espirala para a estrela de nêutrons. Aí, acumula-se como uma camada à superfície. À medida que mais e mais material é absorvido pela estrela de nêutrons, o campo gravitacional comprime-o até se iniciar uma explosão nuclear descontrolada. Isto cria um evento cataclísmico conhecido como erupção de raios X de tipo I. 

A equipe pensou que esta súbita liberação de matéria e energia, da superfície da estrela de nêutrons, afetaria o jato e que poderiam medir esta perturbação à medida que se propagava para longe. Se assim fosse, isso proporcionaria um novo e poderoso método para estudar estes eventos violentos e energéticos. Atualmente, conhecemos cerca de 125 estrelas de nêutrons que se comportam desta forma. 

Trata-se de uma medição crucial porque, uma vez estudado um número suficiente de estrelas de nêutrons em acreção, a velocidade do jato pode revelar o mecanismo de lançamento dominante e mostrar se o jato é alimentado por campos magnéticos ancorados no material acretado ou na própria estrela. 

A equipa identificou duas estrelas de nêutrons, denominadas 4U 1728-34 e 4U 1636-536, respectivamente, que mostraram um comportamento explosivo em raios X. No entanto, no momento, apenas 4U 1728-34 era suficientemente brilhante, no rádio, para realizar a experiência com o detalhe necessário. Depois houve um problema prático. Ao passo que as explosões eram visíveis em raios X, o jato só emitia ondas de rádio. Assim, era necessário coordenar as observações radiotelescópicas na Terra para que ocorressem simultaneamente com as do satélite Integral, que é capaz de ver em raios X. Mas era impossível prever exatamente quando é que uma destas explosões ia acontecer. 

As observações no rádio foram efetuadas durante três dias com o ATCA (Australia Telescope Compact Array) da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), registando um total de cerca de 30 horas de tempo de observação entre os dias 3 e 5 de abril de 2021. O Integral observou a partir do espaço. Foi a única missão de alta energia capaz de manter esta longa vigília. A sua órbita grande e alongada permitia-lhe observar o objeto celeste durante muitas horas seguidas. No final das observações, o Integral tinha captado 14 explosões de raios X de 4U 1728-34, das quais 10 ocorreram quando a fonte era visível para o ATCA. 

A capacidade de seguir a matéria extra injetada ao longo do jato, a comprimentos de onda do rádio, permitiu à equipe calcular que o material estava sendo lançado a uns incríveis 35-40% da velocidade da luz.

Esta técnica permitirá o estudo de muitas mais estrelas de nêutrons com erupções de raios X. Isto permitirá compreender e relacionar o lançamento de jatos com características específicas, tais como a rotação e a quantidade de gás que cai na sua superfície. Para quem estuda estes fenômenos, estas são as questões mais prementes. A sua resposta terá impacto nos estudos que vão para além das estrelas de nêutrons, porque os jatos são criados por muitos objetos astronômicos. Desde estrelas recém-formadas a buracos negros supermassivos no centro das galáxias, os jatos podem também ser produzidos por eventos cataclísmicos como explosões de supernovas e explosões de raios gama. 

Desempenham uma função importante em todo o Universo, desde o transporte de elementos exóticos sintetizados em explosões cósmicas para o espaço interestelar, até ao aquecimento de nuvens de gás circundantes que alteram a forma e o local de formação de novas estrelas. Uma vez que se pensa que todos os jatos astrofísicos são lançados de forma semelhante, nomeadamente pela interação da matéria com campos magnéticos em objetos celestes em rotação, os novos resultados terão grande aplicabilidade em muitos estudos do cosmos.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESA

Gaia revela duas antigas correntes estelares da Via Láctea

O telescópio espacial Gaia, da ESA, desfez ainda mais o enredo da nossa Galáxia, descobrindo duas surpreendentes correntes de estrelas que se formaram e se entrelaçaram há mais de 12 bilhões de anos.

© ESA (imagem das correntes estelares Shakti e Shiva)

Na imagem os pontos amarelos mostram a localização das estrelas do fluxo estelar Shakti. Os pontos azuis mostram a localização das estrelas da corrente estelar Shiva. 

As duas correntes, Shakti e Shiva, ajudaram a formar a jovem Via Láctea. Ambas são tão antigas que provavelmente se formaram antes mesmo das partes mais velhas dos braços espirais e do disco da nossa atual Galáxia.

Utilizando as observações do Gaia, os pesquisadores conseguiram determinar as órbitas de estrelas individuais da Via Láctea, bem como o seu conteúdo e composição. Cada fluxo contém a massa de cerca de 10 milhões de sóis, com estrelas de 12 a 13 bilhões de anos, todas se movendo em órbitas muito semelhantes e com composições semelhantes. A forma como estão distribuídos sugere que podem ter sido formados como fragmentos distintos que se fundiram com a jovem Via Láctea. 

Ambas as correntes se encontram perto do núcleo da Via Láctea. O Gaia explorou esta parte da Via Láctea em 2022, utilizando uma espécie de "arqueologia galáctica"; este estudo mostrou que a região contém as estrelas mais antigas de toda a Galáxia, todas nascidas antes do disco da Via Láctea se ter devidamente formado.

As estrelas são tão velhas que não possuem muitos dos elementos metálicos mais pesados criados mais tarde na vida do Universo. Estes metais pesados são os forjados no interior das estrelas e espalhados para o espaço quando estas morrem. As estrelas no coração da Via Láctea são pobres em metais. 

Embora muito semelhantes, as duas correntes estelares não são idênticas. As estrelas de Shakti orbitam um pouco mais longe do centro da Via Láctea e em órbitas mais circulares do que as estrelas de Shiva. O nome das correntes deriva do nome de um casal divino da filosofia hindu que se une para criar o Universo (ou macrocosmo). Há cerca de 12 bilhões de anos, a Via Láctea tinha um aspecto muito diferente da espiral ordenada que vemos hoje.

Pensamos que a nossa Galáxia se formou quando múltiplos filamentos longos e irregulares de gás e poeira se fundiram, formando estrelas e envolvendo-se para dar origem à nossa Galáxia tal como a conhecemos. Parece que Shaki e Shiva são dois desses componentes, e os futuros lançamentos de dados Gaia poderão revelar mais. 

Khyati Malhan e Hans-Walter Rix, amos do Instituto Max Planck, construíram também um mapa dinâmico de outros componentes conhecidos que desempenharam um papel na formação da Via Láctea e que foram descobertos utilizando dados do Gaia. Estes incluem Gaia-Salsicha-Encélado, GNM-1/Wukong, Arjuna/Sequoia/I'itoi e Ponto. Todos estes grupos de estrelas fazem parte da complexa árvore genealógica da Via Láctea, algo que o Gaia tem trabalhado para construir ao longo da última década.

À medida que descobrimos partes surpreendentes da Via Láctea, como as correntes Shiva e Shakti, estamos preenchendo as lacunas da nossa história cósmica mais antiga.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Max Planck Institute

Supergigantes azuis podem ser formadas pela fusão de duas estrelas

Uma pesquisa internacional, liderada pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), encontrou pistas sobre a natureza de algumas das estrelas mais quentes e brilhantes do nosso Universo, chamadas supergigantes azuis.

© NASA / C. Reed (ilustração de estrela gigante vermelha e companheira mais jovem)

Embora estas estrelas sejam observadas com frequência, a sua origem é um velho enigma que é debatido há décadas. Através da simulação de novos modelos estelares e da análise de uma grande amostra de dados da Grande Nuvem de Magalhães, os pesquisadores do IAC encontraram fortes indícios de que a maioria das supergigantes azuis pode ter sido formado a partir da fusão de duas estrelas num sistema binário. 

As supergigantes azuis de classe B são estrelas muito luminosas e quentes (pelo menos 10.000 vezes mais luminosas e 2 a 5 vezes mais quentes do que o Sol), com massas entre 16 e 40 vezes a massa do Sol. Espera-se que ocorram durante uma fase muito rápida da evolução, de acordo com a tradição estelar convencional e, portanto, deveriam ser raramente vistas. Então, porque é que observamos tantas? 

Uma pista importante para a sua origem reside no fato de que a maioria das supergigantes azuis são observadas como "solteiras", ou seja, não têm companheiras gravitacionais detectáveis. No entanto, observa-se que a maioria das estrelas massivas jovens nascem em sistemas binários. Porque é que as supergigantes azuis são solteiras? 

Os sistemas binários massivos fundem-se e produzem supergigantes azuis. Num estudo pioneiro liderado por Athira Menon, pesquisadora do IAC, uma equipe internacional de astrofísicos computacionais e observacionais simulou modelos detalhados de fusões estelares e analisou uma amostra de 59 supergigantes azuis de classe B na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

Foi simulado as fusões de estrelas gigantes evoluídas com as suas companheiras estelares menores numa vasta gama de parâmetros, tendo em conta a interação e a mistura das duas estrelas durante a fusão. As estrelas recém-nascidas vivem como supergigantes azuis durante a segunda fase mais longa da vida de uma estrela, quando esta queima hélio no seu núcleo. 

Os resultados obtidos explicam por que razão as supergigantes azuis se encontram na chamada lacuna evolutiva da física estelar clássica, uma fase da sua evolução em que não esperaríamos encontrar estrelas. Mas será que essas fusões podem também explicar as propriedades medidas das supergigantes azuis? 

Notavelmente, descobrimos que as estrelas nascidas de tais fusões têm maior sucesso na reprodução da composição da superfície, particularmente o aumento do nitrogênio e do hélio, de uma grande fração da amostra do que os modelos estelares convencionais. Isto indica que as fusões podem ser o canal dominante para produzir supergigantes azuis. 

Este estudo dá um grande passo no sentido de resolver um velho problema de como as supergigantes azuis se formam e indica a importante função das fusões estelares na morfologia das galáxias e das suas populações estelares. A próxima parte do estudo tentará explorar a forma como estas supergigantes azuis explodem e contribuem para a "paisagem" de buracos negros e estrelas de nêutrons.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Uma em cada dúzia de estrelas apresenta indícios de ingestão planetária

Astrônomos estudaram estrelas gêmeas que deveriam ter uma composição idêntica.

© OPENVERSE (planeta terrestre dilacerado por estrela num sistema binário)

Mas, em cerca de oito por cento dos casos, diferem, deixando os astrônomos perplexos. A equipe, liderada por pesquisadores do ASTRO 3D (ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions), descobriu que a diferença se deve ao fato de uma das estrelas gêmeas ter devorado planetas ou material planetário. 

As descobertas foram possíveis graças a um vasto conjunto de dados recolhidos com o telescópio Magellan de 6,5 metros e com o VLT (Very Large Telescope) do ESO, ambos no Chile, e com o telescópio Keck de 10 metros no Havaí, EUA. 

Foram observadas estrelas gêmeas que viajam juntas. Nascem das mesmas nuvens moleculares e, por isso, deveriam ser idênticas. Graças a esta análise altamente precisa, podemos ver diferenças químicas entre as gêmeas. Isto fornece evidências muito fortes de que uma das estrelas engoliu planetas ou material planetário e alterou a sua composição. 

O fenômeno apareceu em cerca de oito por cento dos 91 pares de estrelas gêmeas analisadas. O que torna este estudo convincente é o motivo de as estrelas estarem no auge da sua vida, as chamadas estrelas de sequência principal, em vez de estrelas nas suas fases finais, como as gigantes vermelhas.

Este estudo é diferente dos anteriores em que as estrelas na sua fase final podem engolir planetas próximos quando se tornam gigantes. Há algum espaço para dúvidas no que se refere ao saber se as estrelas estão engolindo planetas inteiros ou material protoplanetário, mas os pesquisadores suspeitam que ambas as hipóteses são possíveis. A ingestão do planeta inteiro é o cenário preferido, mas é claro que também não se pode excluir que estas estrelas tenham ingerido muito material de um disco protoplanetário. 

As descobertas têm implicações importantes para o estudo da evolução a longo prazo dos sistemas planetários. Os astrônomos costumavam pensar que este tipo de eventos não era possível. Mas com base nas observações deste estudo, note-se que, embora a ocorrência não seja elevada, é efetivamente possível. Isto abre uma nova janela de estudo para os teóricos da evolução planetária. 

O estudo faz parte de uma colaboração mais vasta, a iniciativa C3PO (Complete Census of Co-moving Pairs of Objects) para observar espectroscopicamente uma amostra completa de todas as estrelas brilhantes em movimento conjunto identificadas pelo satélite Gaia. 

As descobertas aqui apresentadas contribuem para o panorama geral de um tema de investigação chave do ASTRO 3D: a evolução química do Universo. Especificamente, esclarecem sobre a distribuição dos elementos químicos e a sua subsequente viagem, que inclui o seu consumo pelas estrelas.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ASTRO 3D

Explosão de formação estelar após colisão de galáxia

Esta galáxia está saltando através de um anel gigante de estrelas?

© Hubble (NGC 7714 & NGC 7715)

Provavelmente não. Embora a dinâmica precisa por trás da imagem apresentada ainda não seja clara, o que nota-se na galáxia retratada, NGC 7714, é que ela foi esticada e distorcida por uma colisão recente com uma galáxia vizinha.

Acredita-se que esta vizinha menor, NGC 7715, situada à esquerda da imagem, tenha carregado diretamente através de NGC 7714.  A interação destas duas galáxias constitui o objeto Arp 284 do catálogo peculiar de galáxias. As observações indicam que o anel dourado fotografado é composto por milhões de estrelas mais antigas, semelhantes ao Sol, que provavelmente estão em movimento com as estrelas interiores mais azuis. 

Em contraste, o centro brilhante da NGC 7714 parece estar passando por uma explosão de formação de novas estrelas. A imagem apresentada foi captada pelo telescópio espacial Hubble. 

A galáxia NGC 7714 está localizada a cerca de 130 milhões de anos-luz de distância, em direção à constelação dos Dois Peixes (Peixes). As interações entre estas galáxias provavelmente começaram há cerca de 150 milhões de anos e deverão continuar por mais centenas de milhões de anos, após o que poderá resultar uma única galáxia central. 

Fonte: NASA

Telescópios confirmam o ritmo de expansão do Universo

O ritmo a que o Universo está se expandindo, caracterizada pela constante de Hubble, é um dos parâmetros fundamentais para compreender a evolução e o destino final do cosmos.

© Hubble / Webb (NGC 5468)

Esta imagem da NGC 5468, uma galáxia situada a cerca de 130 milhões de anos-luz da Terra, combina dados dos telescópios espaciais Hubble e James Webb. Esta é a galáxia mais distante em que o Hubble identificou estrelas variáveis Cefeidas.

Atualmente, 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. 

O telescópio espacial James Webb confirmou que o olhar perspicaz do telescópio espacial Hubble estava certo desde o início, eliminando qualquer dúvida remanescente sobre as medições do Hubble. 

Uma das justificativas científicas para a construção do Hubble foi a utilização do seu poder de observação para fornecer um valor exato para o ritmo de expansão do Universo. Antes do lançamento do Hubble, em 1990, as observações efetuadas por telescópios terrestres apresentavam incertezas enormes. Dependendo dos valores deduzidos para o ritmo de expansão, o Universo poderia ter entre 10 e 20 bilhões de anos. Nos últimos 34 anos, o Hubble reduziu esta medição para uma precisão inferior a um por cento, uma idade de 13,8 bilhões de anos. Isto foi conseguido através do refinamento da chamada "escada de distâncias cósmicas", medindo importantes pontos de referência conhecidos como estrelas variáveis Cefeidas. 

No entanto, o valor do Hubble não está de acordo com outras medições que mostram que o Universo estava se expandindo mais rapidamente após o Big Bang. Estas observações foram feitas pelo satélite Planck da ESA, que mapeou a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, sendo um plano de como o Universo evoluiria em termos de estrutura depois do arrefecimento pós-Big Bang. Com o Webb, permitiu aos astrônomos verificar os resultados do Hubble. As imagens infravermelhas das Cefeidas, pelo Webb, concordaram com os dados ópticos do Hubble. 

O resultado final é que a chamada Tensão de Hubble, entre o que acontece no Universo próximo e a expansão do Universo primitivo, continua sendo um enigma para os cosmólogos. Poderá haver algo entrelaçado no tecido do espaço que ainda não compreendemos. Será que para resolver esta discrepância é necessária uma nova física? Ou será o resultado de erros de medição entre os dois diferentes métodos utilizados para determinar o ritmo de expansão do espaço? 

O Hubble e o Webb juntaram-se agora para produzir medições definitivas, reforçando a ideia de que algo mais, e não erros de medição, está influenciando o ritmo de expansão. Como verificação cruzada, uma primeira observação do Webb em 2023 confirmou que as medições do Hubble acerca da expansão do Universo eram exatas. No entanto, na esperança de aliviar a Tensão de Hubble, alguns cientistas especularam que erros invisíveis nas medições podem aumentar e tornar-se visíveis à medida que olhamos mais profundamente para o Universo.

Em particular, a aglomeração estelar poderia afetar de forma sistemática as medições do brilho de estrelas mais distantes. A equipe do levantamento SH0ES (Supernova H0 for the Equation of State of Dark Energy), liderada por Adam Riess, físico da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, EUA, obteve observações adicionais com o Webb de objetos que são marcos cósmicos críticos, conhecidos como estrelas variáveis Cefeidas, que podem agora ser correlacionados com os dados do Hubble. 

Os astrônomos utilizam vários métodos para medir as distâncias relativas no Universo, dependendo do objeto que está sendo observado. Coletivamente, estas técnicas são conhecidas como a escada de distâncias cósmicas; cada degrau ou técnica de medição depende do degrau anterior para ser calibrado. Mas alguns astrônomos sugeriram que, avançando ao longo do "segundo degrau", a escada de distâncias cósmicas poderia ficar instável se as medições das Cefeidas se tornassem menos precisas com a distância. Tais imprecisões podem ocorrer porque a luz de uma Cefeida se pode misturar com a de uma estrela adjacente, um efeito que se pode tornar mais pronunciado com a distância, à medida que as estrelas se aglomeram no céu e se tornam mais difíceis de distinguir umas das outras.

O desafio observacional é o fato das imagens anteriores do Hubble, destas variáveis Cefeidas mais distantes, parecerem mais amontoadas e sobrepostas com estrelas vizinhas a distâncias cada vez maiores entre nós e as suas galáxias hospedeiras, exigindo uma contabilização cuidadosa deste efeito. A existência de poeira interveniente complica ainda mais a certeza das medições no visível. O Webb atravessa a poeira e isola naturalmente as Cefeidas das estrelas vizinhas porque a sua visão é mais nítida do que a do Hubble nos comprimentos de onda infravermelhos.

As novas observações do Webb incluem cinco galáxias hospedeiras de oito supernovas do Tipo Ia, contendo um total de 1.000 Cefeidas, e vão até à galáxia mais distante onde as Cefeidas foram bem medidas, a NGC 5468, a uma distância de 130 milhões de anos-luz.

Em conjunto, a confirmação da Tensão de Hubble pelo Hubble e pelo Webb permite que outros observatórios resolvam o mistério, incluindo o futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA e a missão Euclid recentemente lançada pela ESA. Atualmente, é como se a escada de distâncias observada pelo Hubble e pelo Webb tivesse fixado firmemente um ponto de ancoragem numa das margens de um rio, e o brilho remanescente do Big Bang observado pelo Planck no início do Universo estivesse fixado firmemente na outra margem. A forma como a expansão do Universo se alterou nos bilhões de anos entre estes dois pontos ainda não foi diretamente observada. 

"Precisamos de descobrir se nos está escapando alguma coisa sobre como ligar o início do Universo aos dias de hoje", disse Riess. 

Estas descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: ESA

Revelado segredos sobre o nascimento de planetas em torno de estrelas

Numa série de estudos, astrônomos elucidou o processo complexo da formação planetária.

© ESO (disco de formação planetária MWC 758)

Estas imagens extraordinárias, captadas pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, representam um dos maiores rastreios de discos de formação planetária. 

O trabalho de pesquisa reúne observações de mais de 80 estrelas jovens que podem ter planetas se formando em seu redor, fornecendo uma enorme quantidade de dados e conhecimentos únicos sobre a forma como os planetas surgem em diferentes regiões da nossa Galáxia. 

Até à data, foram descobertos mais de 5.000 planetas em órbita de outras estrelas para além do Sol, muitas vezes em sistemas muito diferentes do nosso Sistema Solar. Para compreender onde e como surge esta diversidade, os astrônomos têm de observar os discos ricos em poeira e gás que envolvem as estrelas jovens, os berços da formação planetária.

Estes discos encontram-se mais facilmente nas enormes nuvens de gás onde as próprias estrelas estão se formando. Tal como os sistemas planetários já desenvolvidos, as novas imagens mostram a extraordinária diversidade dos discos de formação de planetas.

© ESO (discos de formação planetária em três nuvens da Via Láctea)

Estas imagens extraordinárias, captadas pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), no Chile, representam um dos maiores rastreios de discos de formação planetária.

A equipe estudou um total de 86 estrelas em três regiões diferentes de formação estelar da Via Láctea: Touro e Camaleão I, ambas a cerca de 600 anos-luz de distância da Terra, e Órion, uma nuvem rica em gás a cerca de 1.600 anos-luz de nós, que é conhecida por ser o local de nascimento de várias estrelas mais massivas do que o Sol.

A equipe conseguiu retirar várias conclusões importantes do conjunto de dados obtido. Por exemplo, em Órion descobriu-se que as estrelas agrupadas em duas ou mais tinham menos probabilidade de possuir grandes discos de formação planetária. Este é um resultado significativo, dado que, ao contrário do nosso Sol, a maioria das estrelas da nossa Galáxia têm companheiras. O aspecto irregular dos discos nesta região sugere a possibilidade de existirem planetas massivos no seu interior, o que poderá dar origem à deformação e desalinhamento que são observados nestes discos. Embora os discos de formação planetária se possam estender por distâncias centenas de vezes superiores à distância entre a Terra e o Sol, a sua localização a várias centenas de anos-luz de nós faz com que nos pareçam pequenos pontinhos no céu noturno. 

Para observar os discos, a equipe utilizou o instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) instalado no VLT do ESO. O sistema de óptica adaptativa de última geração do SPHERE corrige os efeitos de turbulência da atmosfera terrestre, fornecendo imagens muito nítidas dos discos. Deste modo, foi possível obter imagens de discos em torno de estrelas com massas tão baixas como metade da massa do Sol, que são normalmente demasiado tênues para a maioria dos outros instrumentos atualmente disponíveis. Foram ainda obtidos dados adicionais para este estudo com o instrumento X-shooter do VLT, o que permitiu aos astrônomos determinar a idade e a massa das estrelas.

Por sua vez, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), ajudou a compreender melhor a quantidade de poeira que envolve algumas das estrelas. À medida que a tecnologia avança, a equipe espera observar ainda mais profundamente o centro dos sistemas de formação planetária. O enorme espelho de 39 metros do futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, por exemplo, permitirá estudar as regiões mais interiores em torno de estrelas jovens, onde poderão estar se formando planetas rochosos como o nosso. 

Por enquanto, estas imagens revolucionárias fornecem aos pesquisadores uma enorme quantidade de dados que ajudarão a desvendar os mistérios da formação planetária.

Este trabalho de pesquisa foi apresentado em três artigos científicos publicados no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO

Descoberta nova ligação entre água e formação planetária

Os pesquisadores descobriram vapor de água no disco que rodeia uma estrela jovem, exatamente numa região onde podem estar se formando planetas.

© ALMA (vapor de água ao redor de estrela)

Esta imagem, de novas observações do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra o vapor de água em tons azulados. Perto do centro do disco, onde reside a estrela jovem, o meio é mais quente e o gás mais brilhante. Os anéis em tons avermelhados são de observações ALMA anteriores e mostram a distribuição da poeira em torno da estrela.

Para além de ser um ingrediente chave para a vida na Terra, pensa-se que a água desempenha também um papel importante na formação planetária. No entanto, até agora, nunca tínhamos conseguido mapear a forma como a água se distribui num disco frio e estável; o tipo de disco que oferece as condições mais favoráveis para a formação de planetas em torno de estrelas.

As observações revelam, pelo menos, três vezes mais água do que em todos os oceanos da Terra, no disco interior de HL Tauri, uma estrela jovem semelhante ao Sol, situada a 450 anos-luz de distância da Terra, na constelação do Touro. As observações do ALMA espacialmente resolvidas permitem aos astrônomos determinar a distribuição da água em diferentes regiões do disco. 

Foi encontrada uma quantidade significativa de água na região onde existe uma lacuna conhecida no disco de HL Tauri. Estas lacunas em forma de anel são “esculpidas” em discos ricos em gás e poeira por corpos jovens semelhantes a planetas, em órbita da estrela progenitora, à medida que estes vão acumulando material e crescendo. As imagens recentes revelam uma quantidade substancial de vapor de água a uma série de distâncias da estrela que incluem um espaço onde um planeta pode estar se formando atualmente.

Observar água com um telescópio colocado no solo não é uma tarefa fácil, uma vez que o vapor de água que existe em abundância na atmosfera terrestre degrada os sinais astronômicos. O ALMA, operado pelo ESO em conjunto com os seus parceiros internacionais, é uma rede de telescópios instalada no deserto chileno do Atacama, a cerca de 5.000 metros de altitude, e que foi construída num ambiente alto e seco especificamente para minimizar esta degradação, proporcionando condições de observação excepcionais. Até agora, o ALMA é a única infraestrutura capaz de resolver espacialmente a água num disco frio de formação planetária.

Os grãos de poeira que compõem um disco são as sementes da formação planetária, colidindo e aglomerando-se em corpos cada vez maiores que orbitam a estrela. Acredita-se que em locais suficientemente frios, onde a água congela nos grãos de poeira, as partículas aderem mais eficientemente, um local ideal para a formação de planetas.

Os resultados mostram como a presença da água pode influenciar o desenvolvimento de um sistema planetário, tal como aconteceu há cerca de 4,5 bilhões de anos no nosso próprio Sistema Solar. 

Com as atualizações que estão decorrendo no ALMA e com o Extremely Large Telescope (ELT) do ESO que entrará em funcionamento antes do final desta década, a formação planetária e a função que a água desempenha nessa formação se tornarão mais evidentes. Em particular, o instrumento METIS (Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph), fornecerá uma visão sem igual das regiões internas dos discos de formação planetária, os locais onde se formam planetas como a Terra.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Será que foi encontrada uma descendente direta das primeiras estrelas?

Uma estrela pode descender de apenas uma das primeiras estrelas, o que a tornaria uma poderosa sonda da elusiva primeira geração de estrelas.

© NASA (NGC 6357)

No entanto, uma nova pesquisa descobriu que as suas propriedades são consistentes com uma série de ancestrais estelares. As primeiras estrelas do Universo surgiram em nuvens de gás puro contendo apenas hidrogênio, hélio e uma pequena quantidade de lítio. Este conjunto simples de ingredientes químicos provavelmente permitiu com que a primeira geração de estrelas atingisse massas enormes, embora a distribuição exata das suas massas seja desconhecida. 

Estas estrelas primitivas criaram novos elementos nos seus núcleos e espalharam-nos pelo Universo em grandes nuvens de gás enriquecido com metais. Embora as estrelas massivas desta primeira geração tenham desaparecido há muito da Via Láctea, as suas descendentes podem ainda vaguear pela Galáxia. Encontrar estas descendentes, especialmente aquelas em que podemos rastrear o seu material até um único membro da primeira geração, seria uma forma poderosa de estudar as primeiras estrelas do Universo.

Recentemente, pesquisadores afirmaram ter encontrado uma destas estrelas, de nome J1010+2358. A ausência geral de metais (elementos mais pesados que o hélio) e o curioso padrão de abundância química da estrela sugerem que esta foi criada a partir do gás deixado por uma estrela com 260 massas estelares. A estrela J1010+2358 é especialmente pobre em elementos com números atômicos ímpares, como o sódio, em comparação com os elementos com números atômicos pares. 

Agora, uma equipe liderada por Ioanna Koutsouridou (Universidade de Florença) investigou se J1010+2358 é realmente a descendente de um único e massivo membro da primeira geração de estrelas. A equipe examinou se J1010+2358 contém material herdado de uma única estrela com 260 vezes a massa do Sol, ou se contém material de várias estrelas.

Usando modelos de abundância química, foi descoberto que J1010+2358 pode descender de uma estrela com 260 massas solares, mas também pode ter tido outras progenitoras estelares. Na verdade, sem ser possível medir vários elementos químicos críticos no espectro de J1010+2358, só é possível dizer que o antepassado estelar teorizado contribuiu com pelo menos 10% dos metais de J1010+2358. 

Embora J1010+2358 possa ter mais do que uma progenitora estelar, as suas propriedades podem ainda assim ajudar os pesquisadores a sondar a geração de estrelas que a precedeu. Usando modelos de como o enriquecimento químico da Via Láctea evoluiu ao longo do tempo, os cientistas usaram a não detecção de estrelas enriquecidas por apenas um antepassado estelar para determinar as massas das primeiras estrelas. 

A força da restrição depende da quantidade de material de J1010+2358 que veio do seu antepassado com 260 massas solares; só se mais de 70% dos metais da estrela vierem de um único antepassado é que o seu padrão de abundância química pode restringir a possível distribuição de massa das primeiras estrelas. 

A caça às descendentes das primeiras estrelas prossegue: os levantamentos de alta resolução continuam a descobrir estrelas com apenas um antepassado estelar de primeira geração, e observações futuras poderão preencher as medições de abundância elementar em falta no espectro de J1010+2358 e assim clarificar a sua árvore genealógica.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: American Astronomical Society