3477: Descoberta explosão recorde por buraco negro

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

As evidências da maior explosão alguma vez vista no Universo surgem de uma combinação de dados de raios-X obtidos pelo Chandra e pelo XMM-Newton, com dados de rádio obtidos pelo MWA e pelo GMRT. A erupção foi desencadeada por um buraco negro localizado na galáxia central do enxame, que expeliu jactos e esculpiu uma grande cavidade no gás quente em redor. Os investigadores estimam que esta explosão libertou cinco vezes mais energia do que o recordista anterior e centenas de milhares de vezes mais do que um típico enxame galáctico. Crédito: raios-X – NASA/CXC/NRL/S. Giacintucci, et al., XMM-Newton; ESA/XMM-Newton; rádio – NCRA/TIFR/GMRT; infravermelho – 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF

Foi encontrada a maior explosão já vista no Universo. Esta gigantesca erupção recorde veio de um buraco negro num distante enxame galáctico a centenas de milhões de anos-luz de distância.

“De certa forma, esta explosão é semelhante ao modo como a erupção do Monte Santa Helena em 1980 destruiu o topo da montanha,” disse Simona Giacintucci do Laboratório Naval de Investigação em Washington, DC, EUA, autora principal do estudo. “Uma diferença fundamental é que podíamos colocar quinze Vias Lácteas seguidas na cratera criada pela erupção que perfurou o gás quente do enxame.”

Os astrónomos fizeram esta descoberta usando dados de raios-X do Observatório de raios-X Chandra da NASA, do XMM-Newton da ESA, e dados rádio do MWA (Murchison Widefield Array) na Austrália e do GMRT (Giant Metrewave Radio Telescope) na Índia.

A incomparável explosão foi detectada no enxame galáctico de Ofiúco, que fica a cerca de 390 milhões de anos-luz da Terra. Os enxames de galáxias são as maiores estruturas do Universo mantidas juntas pela gravidade, contendo milhares de galáxias individuais, matéria escura e gás quente.

No centro do enxame de Ofiúco, existe uma grande galáxia que contém um buraco negro super-massivo. Os cientistas pensam que a fonte da erupção gigantesca é este buraco negro.

Embora os buracos negros sejam famosos por puxar material na sua direcção, normalmente expelem quantidades prodigiosas de material e energia. Isto ocorre quando a matéria que cai em direcção ao buraco negro é redireccionada para jactos, ou feixes, expelidos para o espaço e que chocam com qualquer material circundante.

As observações do Chandra relatadas em 2016 revelaram pela primeira vez pistas da explosão gigante no enxame de galáxias de Ofiúco. Norbert Werner e colegas divulgaram a descoberta de uma invulgar borda curva na imagem do enxame pelo Chandra. Consideraram se isso representava parte da parede de uma cavidade no gás quente criado pelos jactos do buraco negro super-massivo. No entanto, descartaram essa possibilidade, em parte porque seria necessária uma quantidade enorme de energia para o buraco negro criar uma cavidade tão grande.

O estudo mais recente por Giacintucci e colegas mostra que ocorreu, de facto, uma enorme explosão. Primeiro, mostraram que a aresta curva também é detectada pelo XMM-Newton, confirmando a observação do Chandra. O seu avanço crucial foi a utilização de novos dados de rádio do MWA e do arquivo do GMRT para mostrar que a orla curva faz realmente parte da parede de uma cavidade, porque faz fronteira com uma região cheia de emissão de rádio. Esta emissão é de electrões acelerados até quase à velocidade da luz. A aceleração provavelmente teve origem no buraco negro super-massivo.

“Os dados de rádio cabem dentro dos de raios-X como uma mão numa luva,” disse Maxim Markevitch do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado norte-americano de Maryland. “Este é o argumento decisivo que nos diz que ocorreu aqui uma erupção de tamanho sem precedentes.”

A quantidade de energia necessária para criar a cavidade em Ofiúco é cerca de cinco vezes maior que o recordista anterior, MS 0735+74, e centenas de milhares de vezes maior que os enxames típicos.

A erupção do buraco negro deve ter terminado porque os cientistas não vêm nenhuma evidência de jactos actuais nos dados de rádio. Este desligar pode ser explicado pelos dados do Chandra, que mostram que o gás mais denso e mais frio visto em raios-X está actualmente localizado numa posição diferente da galáxia central. Se este gás se tiver afastado da galáxia, terá privado o buraco negro de combustível para o seu crescimento, desligando os jactos.

Este deslocamento de gás é provavelmente provocado pelo “vascolejar” do gás em torno do meio do enxame, como vinho num copo. Normalmente, a fusão de dois enxames de galáxias desencadeia tal agitação, mas aqui pode ter sido despoletada pela erupção.

Um enigma é que apenas é vista uma região gigante de emissão de rádio, pois estes sistemas geralmente contêm duas em lados opostos do buraco negro. É possível que o gás do outro lado da cavidade do enxame seja menos denso, de modo que as emissões de rádio desvaneceram mais rapidamente.

“Como costuma ser o caso na astrofísica, precisamos realmente de observações em vários comprimentos de onda para entender verdadeiramente os processos físicos em funcionamento,” disse Melanie Johnston-Hollitt, co-autora do ICRAR (International Centre for Radio Astronomy) na Austrália. “Graças às informações combinadas de telescópios de raios-X e de rádio, conseguimos revelar esta fonte extraordinária, mas serão necessários mais dados para responder às muitas perguntas restantes que este objecto coloca.”

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na edição de 27 de Fevereiro da revista The Astrophysical Journal.

Astronomia On-line
3 de Março de 2020

 

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3476: Os últimos suspiros de uma estrela massiva

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

As super-novas são incrivelmente energéticas; muitas podem ofuscar brevemente uma galáxia inteira.
Crédito: ESO/M. Kornmesser

No que toca à astronomia, Betelgeuse tem sido ultimamente o centro das atenções por parte dos media. A super-gigante vermelha está a chegar ao final da sua vida e, quando uma estrela com mais de 10 vezes a massa do Sol morre, fá-lo de maneira espectacular. Quando o seu brilho caiu recentemente para o valor mais baixo dos últimos cem anos, muitos entusiastas do espaço ficaram excitados com o facto de Betelgeuse se tornar em breve uma super-nova, explodindo numa exibição deslumbrante que poderá ser visível até durante o dia.

Embora a famosa estrela no ombro de Orionte vá provavelmente chegar ao fim da sua vida daqui a algumas dezenas de milhares de anos – meros dias, de um ponto de vista do tempo cósmico – os cientistas continuam a afirmar que a queda de brilho foi devida à pulsação da estrela. O fenómeno é relativamente comum entre as gigantes vermelhas e há décadas que sabemos que Betelgeuse pertence a esse grupo.

Por coincidência, investigadores da Universidade da Califórnia em Santa Barbara já fizeram previsões sobre o brilho da super-nova que resultaria quando uma estrela pulsante como Betelgeuse explodisse.

O estudante de Física Jared Goldberg publicou um estudo juntamente com o professor Lars Bildsten, diretor do KITP (Kavli Institute for Theoretical Physics), e Bill Paxton, também do KITP, no qual detalham como a pulsação de uma estrela afectará a explosão resultante quando esta chegar ao seu fim da sua vida. O artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

“Nós queríamos saber como seria se uma estrela pulsante explodisse em diferentes fases da pulsação,” disse Goldberg, investigador da NSF (National Science Foundation). “Os modelos anteriores são mais simples porque não incluem os efeitos das pulsações que dependem do tempo.”

Quando uma estrela do tamanho de Betelgeuse finalmente fica sem material para fundir no seu centro, perde a pressão externa que a impedia de colapsar sob o seu imenso peso. O colapso resultante do núcleo ocorre em meio segundo, muito mais depressa do que a superfície da estrela e as camadas externas inchadas demoram para perceber.

À medida que o núcleo de ferro colapsa os átomos desassociam-se em electrões e protões. Combinam-se para formar neutrões e, no processo, libertam partículas altamente energéticas chamadas neutrinos. Normalmente, os neutrinos interagem muito pouco com a matéria – 100 biliões passam pelo nosso corpo a cada segundo sem uma única colisão. Dito isto, as super-novas estão entre os fenómenos mais poderosos do Universo. Os números e as energias dos neutrinos produzidos no colapso do núcleo são tão imensos que embora apenas uma pequena fracção colida com o material estelar, geralmente é mais do que suficiente para lançar uma onda de choque capaz de fazer explodir a estrela.

Essa explosão resultante atinge as camadas externas da estrela com uma energia estupenda, criando uma explosão que pode ofuscar brevemente uma galáxia inteira. A explosão permanece brilhante durante mais ou menos 100 dias, já que a radiação só pode escapar uma vez que o hidrogénio ionizado se recombina com os electrões perdidos para se tornar neutro novamente. Isto ocorre de fora para dentro, o que significa que os astrónomos conseguem ver cada vez mais profundamente a super-nova com o passar do tempo até que finalmente a luz do centro possa escapar. Nesse ponto, tudo o que resta é o brilho fraco das partículas radioactivas, que podem continuar a brilhar durante anos.

As características de uma super-nova variam com a massa da estrela, com a energia total da explosão e, principalmente, com o seu raio. Isto significa que a pulsação de Betelgeuse complica a previsão de como irá explodir.

Os investigadores descobriram que se a estrela inteira estiver a pulsar em uníssono – como que a “inspirar” e a “expirar” – então a super-nova comportar-se-á como se Betelgeuse fosse uma estrela estática com um determinado raio. No entanto, as diferentes camadas da estrela podem oscilar umas contra as outras: as camadas exteriores podem expandir-se enquanto as camadas intermédias contraem, e vice-versa.

Para o caso de pulsação simples, o modelo da equipa produziu resultados semelhantes aos modelos que não consideravam a pulsação. “Parece uma super-nova de uma estrela maior ou menor em diferentes pontos da pulsação,” explicou Goldberg. “Quando começamos a ter em conta as pulsações mais complicadas, quando há coisas que se movem para dentro ao mesmo tempo que coisas se movem para fora – é que o nosso modelo realmente produz diferenças visíveis,” explicou.

Nestes casos, os cientistas descobriram que à medida que a luz sai das camadas progressivamente mais profundas da explosão, as emissões parecem o resultado de super-novas de estrelas de diferentes tamanhos.

“A luz da parte da estrela que é comprimida é mais fraca,” realçou Goldberg, “exactamente como seria de esperar de uma estrela mais compacta e sem pulsação.” Ao mesmo tempo, a luz de partes da estrela que se expandiam seria mais brilhante, como se viesse de uma estrela maior e não pulsante.”

Astronomia On-line
3 de Março de 2020

 

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Um “Jekyll e Hyde” cósmico

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Nesta nova imagem de Terzan 5 (direita), os raios-X fracos, médios e altamente energéticos detectados pelo Chandra têm a cor vermelha, verde e azul, respectivamente. À esquerda, uma imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra o mesmo campo no visível.
Credito: raios-X – NASA/CXC/Universidade de Amesterdão/N. Degenaar, et al.; óptico – NASA, ESA

De acordo com observações do Observatório de raios-X Chandra da NASA e do VLA (Karl F. Jansky Very Large Array) da NSF (National Science Foundation), um sistema estelar binário tem vindo a alternar entre dois alter-egos. Usando quase uma década e meia de dados do Chandra, os investigadores notaram que um par estelar se comporta como um tipo de objecto antes de mudar a sua identidade e depois regressa ao seu estado original ao fim de alguns anos. Este é um exemplo raro de um sistema estelar que altera o seu comportamento desta maneira.

Os astrónomos encontraram esta volátil estrela dupla, ou sistema binário, numa densa colecção de estrelas, o enxame globular Terzan 5, localizado a mais ou menos 20.000 anos-luz da Terra, na Via Láctea. Esta dupla estelar, conhecida como Terzan 5 CX1, tem uma estrela de neutrões (o remanescente extremamente denso deixado para trás por uma explosão de super-nova) em órbita íntima com uma estrela semelhante ao Sol, mas com menos massa.

Em sistemas binários como Terzan 5 CX1, a estrela de neutrões mais pesada puxa o material da companheira de massa inferior para um disco circundante. Os astrónomos podem detectar estes denominados discos de acreção graças à sua brilhante radiação em raios-X e referem-se a estes objectos como “binários de raios-X de baixa massa.”

O material giratório no disco cai sobre a superfície da estrela de neutrões, acelerando a sua rotação. A estrela de neutrões pode girar cada vez mais depressa até que a esfera com aproximadamente 16 km de diâmetro, com mais massa do que o Sol, gira centenas de vezes por segundo. Eventualmente, a transferência de matéria diminui e o material restante é varrido pelo campo magnético giratório da estrela de neutrões, que se torna num pulsar de milissegundo. Os astrónomos detectam pulsos de ondas de rádio destes pulsares de milissegundo enquanto o feixe de ondas de rádio da estrela de neutrões aponta para a Terra durante cada rotação.

Embora os cientistas esperem que a evolução completa de um binário de raios-X de baixa massa para um pulsar de milissegundo ocorra ao longo de vários milhares de milhões de anos, existe um período de tempo em que o sistema pode alternar rapidamente entre estes dois estados. As observações de Terzan 5 CX1 pelo Chandra mostram que estava a agir como um binário de raios-X de baixa massa em 2003, porque era mais brilhante em raios-X do que qualquer uma das dezenas de outras fontes no enxame globular. Isto era um sinal de que a estrela de neutrões provavelmente estava a acumular matéria.

Nos dados do Chandra obtidos de 2009 a 2014, Terzan 5 CX1 havia se tornado cerca de dez vezes mais fraco em raios-X. Os astrónomos também o detectaram como uma fonte de rádio com o VLA em 2012 e 2014. A quantidade de emissão de rádio e raios-X e os espectros correspondentes (a quantidade de emissão em diferentes comprimentos de onda) concordam com as expectativas de um pulsar de milissegundo. Embora os dados rádio usados não permitam uma busca por pulsos de milissegundo, estes resultados implicam que Terzan 5 CX1 passou por uma transformação, passando a comportar-se como um pulsar de milissegundo e que estava a ejectar material. Quando o Chandra observou Terzan 5 CX1 novamente em 2016, tornou-se mais brilhante em raios-X e voltou a agir novamente como um binário de raios-X de baixa massa.

Para confirmar este padrão de comportamento “Jekyll e Hyde”, os astrónomos precisam de detectar pulsos de rádio enquanto Terzan 5 CX1 é fraco em termos de raios-X. Estão planeadas mais observações no rádio e em raios-X para procurar este comportamento, além de pesquisas sensíveis de pulsos nos dados existentes. Apenas se conhecem três exemplos confirmados destes sistemas que mudam de identidade, o primeiro descoberto em 2013 usando o Chandra e vários outros telescópios de raios-X e rádio.

O estudo do binário “Jekyll e Hyde” foi liderado por Arash Bahramian do ICRAR (International Center for Radio Astronomy Research), Austrália, e publicado na edição de 1 de Setembro de 2018 da revista The Astrophysical Journal.

Dois outros estudos recentes usaram observações de Terzan 5 pelo Chandra para estudar como as estrelas de neutrões de dois diferentes binários de raios-X de baixa massa se recuperam depois de terem recebido grandes quantidades de material despejado na superfície por uma estrela companheira. Tais estudos são importantes para entender a estrutura da camada externa de uma estrela de neutrões, conhecida como crosta.

Num destes estudos, o do binário de raios-X de baixa massa Swift J174805.3–244637 (T5 X-3 para abreviar), o material despejado na estrela de neutrões durante uma explosão de raios-X detectada em 2012 pelo Chandra aqueceu a crosta da estrela. A crosta da estrela de neutrões então arrefeceu, levando cerca de cem dias para voltar à temperatura observada antes da explosão. O ritmo de arrefecimento está de acordo com um modelo de computador deste processo.

Num estudo separado de outro binário de raios-X de baixa massa em Terzan 5, IGR J17480–2446 (T5 X-2 para abreviar), a estrela de neutrões ainda estava a arrefecer quando a sua temperatura foi registada cinco anos e meio depois de se saber ter tido um surto. Estes resultados mostram que a capacidade da crosta desta estrela de neutrões em transferir ou conduzir calor pode ser menor do que a que os astrónomos encontraram noutras estrelas de neutrões a arrefecer ou em binários de raios-X de baixa massa. Esta diferença na capacidade de conduzir calor pode estar relacionada com o facto de T5 X-2 ter um campo magnético maior em comparação com outras estrelas de neutrões em arrefecimento, ou ser muito mais jovem do que T5 X-3.

O trabalho sobre a estrela de neutrões de arrefecimento rápido, liderado por Nathalie Degenaar da Universidade de Amesterdão, Países Baixos, foi publicado na edição de Junho de 2015 da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. O estudo da estrela de neutrões de arrefecimento lento, liderado por Laura Ootes, na altura da Universidade de Amesterdão, foi publicado na edição de Julho de 2019 da revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Astronomia On-line
3 de Março de 2020

 

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