Tsunamis de quasares “rasgam” galáxias

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Esta é uma ilustração de uma galáxia distante com um quasar activo no seu centro. Um quasar emite quantidades excepcionalmente grandes de energia geradas por um buraco negro super-massivo alimentado por material em queda. Usando as capacidades únicas do Telescópio Espacial Hubble, os astrónomos descobriram que a escaldante pressão de radiação da vizinhança do buraco negro empurra material para longe do centro da galáxia a uma fracção da velocidade da luz. Os “ventos quasar” expelem centenas de massas solares de material por ano. Isto afecta toda a galáxia, pois o material atravessa o gás e poeira circundante.
Crédito: NASA, ESA e J. Olmsted (STScI)

Usando as capacidades únicas do Telescópio Espacial Hubble da NASA, uma equipa de astrónomos descobriu os fluxos mais energéticos alguma vez vistos no Universo. São emanados por quasares e atravessam o espaço interestelar como tsunamis, causando estragos nas galáxias onde vivem.

Os quasares são objectos celestes extremamente remotos, emitindo quantidades excepcionalmente grandes de energia. Os quasares contêm buracos negros super-massivos alimentados por matéria em queda que pode brilhar 1000 vezes mais do que as galáxias hospedeiras com centenas de milhares de milhões de estrelas.

À medida que o buraco negro devora matéria, o gás quente envolve e emite radiação intensa, criando o quasar. Os ventos, impulsionados pela pressão da radiação nas proximidades do buraco negro, empurram o material para longe do centro da galáxia. Estes fluxos aceleram para velocidades de tirar o fôlego, a uma fracção da velocidade da luz.

“Nenhum outro fenómeno transporta mais energia mecânica. Ao longo da vida útil de 10 milhões de anos, estes fluxos produzem um milhão de vezes mais energia do que uma explosão de raios-gama,” explicou o investigador principal Nahum Arav, da Virginia Tech em Blacksburg, EUA. “Os ventos estão a empurrar centenas de massas solares cada ano. A quantidade de energia mecânica que estes fluxos transportam é várias centenas de vezes maior do que a luminosidade de toda a Via Láctea.”

Os ventos do quasar atravessam o disco da galáxia. O material que de outra forma teria formado novas estrelas é violentamente varrido da galáxia, provocando a interrupção do nascimento estelar. A radiação empurra o gás e a poeira para distâncias muito maiores do que os cientistas pensavam anteriormente, criando um evento a nível galáctico.

À medida que este tsunami cósmico atinge o material interestelar, a temperatura na frente de choque atinge milhares de milhões de graus, onde o material brilha em grande parte como raios-X, mas também amplamente no espectro visível. Qualquer pessoa que assista a este evento verá um brilhante espectáculo celeste. “Receberíamos muita radiação, primeiro em raios-X e raios-gama, depois estendida para o visível e para o infravermelho,” disse Arav. “Teríamos um ‘show’ enorme de luz – como árvores de Natal espalhadas por toda a galáxia.”

As simulações numéricas da evolução da galáxia sugerem que estes fluxos podem explicar alguns enigmas cosmológicos importantes, como porque é que os astrónomos observam tão poucas galáxias grandes no Universo e porque é que há uma relação entre a massa da galáxia e a massa do seu buraco negro central. Este estudo mostra que estes poderosos fluxos de quasar devem prevalecer no Universo primitivo.

“Tanto teóricos quanto observadores sabem há décadas que existe algum processo físico que interrompe a formação estelar em galáxias massivas, mas a natureza desse processo tem permanecido um mistério. A colocação dos fluxos observados nas nossas simulações resolve estes problemas pendentes na evolução galáctica,” explicou o eminente cosmólogo Jeremiah P. Ostriker da Universidade Columbia em Nova Iorque e da Universidade de Princeton em Nova Jersey.

Os astrónomos estudaram 13 fluxos de quasar e foram capazes de medir a velocidade vertiginosa do gás acelerado pelo vento quasar observando as “impressões digitais” espectrais da luz do gás brilhante. Os dados ultravioleta do Hubble mostram que estas características de absorção de luz, criadas a partir de material ao longo do percurso da luz, foram desviadas espectralmente devido ao rápido movimento do gás pelo espaço. Isto deve-se ao efeito Doppler, onde o movimento de um objecto comprime ou estica os comprimentos de onda, dependendo se se está a aproximar ou a afastar-se de nós. Somente o Hubble possui a gama específica de sensibilidade ultravioleta que permite aos astrónomos obter as observações necessárias que levam a esta descoberta.

Além de medir os quasares mais energéticos alguma vez observados, a equipa também descobriu um fluxo acelerando mais depressa do que qualquer outro. Aumentou de quase 69 milhões de quilómetros por hora para aproximadamente 74 milhões de quilómetros por hora ao longo de um período de três anos. Os cientistas pensam que a sua aceleração vai continuar a aumentar com o tempo.

“As observações ultravioletas do Hubble permitem-nos acompanhar toda a gama de produção energética dos quasares, do gás mais frio ao extremamente quente e altamente ionizado nos ventos mais fortes,” acrescentou Gerard Kriss, membro da equipa e do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore, no estado norte-americano de Maryland. “Isto só era antes visível com observações de raios-X muito mais difíceis. Estes poderosos fluxos podem fornecer novas ideias sobre a ligação entre o crescimento de um buraco negro super-massivo central e o desenvolvimento de toda a sua galáxia hospedeira.”

A equipa também inclui o estudante Xinfeng Xu e o investigador de pós-doutoramento Timothy Miller, ambos de Virginia Tech, bem como Rachel Plesha, do STScI. As descobertas foram publicadas numa série de seis artigos científicos na edição de Março de 2020 da revista The Astrophysical Journal Supplements.

Astronomia On-line
3 de Abril de 2020

 

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3528: ALMA observa gás impactado por jactos jovens de buraco negro super-massivo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Imagem reconstruida do aspecto de MG J0414+0534 caso os efeitos de lente gravitacional fossem “desligados”. As emissões da poeira e do gás ionizado em torno de um quasar podem ser vistas a vermelho. As emissões do gás monóxido de carbono são vistas a verde, que têm uma estrutura bipolar ao longo dos jatos.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), K. T. Inoue et al.

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrónomos obtiveram a primeira imagem de nuvens perturbadas de gás numa galáxia a 11 mil milhões de anos-luz de distância. A equipa descobriu que a perturbação é provocada por jactos jovens e poderosos libertados por um buraco negro super-massivo que reside no centro da galáxia hospedeira. Este resultado lançará luz sobre o mistério do processo evolutivo das galáxias no início do Universo.

É sabido que os buracos negros exercem uma forte atracção gravitacional na matéria circundante. No entanto, é menos conhecido que alguns buracos negros têm fluxos velozes de matéria ionizada, chamados jactos. Em algumas galáxias próximas, os jactos desenvolvidos expelem nuvens galácticas de gás, resultando na supressão de formação estelar. Portanto, para entender a evolução das galáxias, é crucial observar a interacção entre jactos de buracos negros e nuvens gasosas ao longo da história cósmica. No entanto, tem sido difícil obter evidências claras desta interacção, especialmente no início do Universo.

Para obter evidências tão claras, a equipa usou o ALMA para observar um objecto interessante conhecido como MG J0414+0534. Uma característica distintiva de MG J0414+0534 é que os caminhos que a sua luz percorre até à Terra são significativamente distorcidos pela gravidade de outra galáxia “lente” entre MG J0414+0534 e nós, provocando uma ampliação significativa.

“Esta distorção funciona como um ‘telescópio natural’ para permitir uma visão detalhada de objectos distantes,” diz Takeo Minezaki, professor da Universidade de Tóquio.

Outra característica é que MG J0414+0534 possui um buraco negro super-massivo com jactos bipolares no centro da galáxia hospedeira. A equipa conseguiu reconstruir a imagem “verdadeira” das nuvens gasosas, bem como dos jactos de MG J0414+0534, contabilidade cuidadosamente os efeitos gravitacionais exercidos pela galáxia “lente” interveniente.

“Combinando este telescópio cósmico e as observações de alta resolução do ALMA, obtivemos uma visão excepcionalmente nítida, que é 9000 vezes melhor do que a visão humana,” acrescenta Kouichiro Nakanishi, professor associado do projecto no NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan)/SOKENDAI. “Com esta resolução extremamente alta, conseguimos obter a distribuição e o movimento nuvens gasosas em torno de jactos expelidos por um buraco negro super-massivo.”

Graças a uma resolução tão superior, a equipa descobriu que nuvens gasosas ao longo dos jactos têm movimentos violentos com velocidades de até 600 km/s, mostrando evidências claras de gás impactado. Além disso, descobriu-se que o tamanho das nuvens gasosas impactadas e dos jactos é muito menor do que o tamanho típico de uma galáxia com esta idade.

“Talvez estejamos a testemunhar a fase inicial da evolução dos jactos na galáxia,” diz Satoki Matsushita, investigador do Instituto de Astronomia e Astrofísica da Academia Sinica. “Pode ser tão cedo quanto algumas dezenas de milhares de anos após o lançamento dos jactos.”

“MG J0414+0534 é um exemplo excelente devido à jovem idade dos jatos,” sumariz Kaiki Inoue, professor na Universidade Kindai, Japão, e autor principal do artigo científico publicado na revista The Astrophysical Journal Letters. “Encontrámos evidências reveladoras da interacção significativa entre jatos e nuvens gasosas, mesmo na fase evolutiva inicial dos jactos. Acho que a nossa descoberta abrirá o caminho para uma melhor compreensão do processo evolutivo das galáxias no início do Universo.”

Astronomia On-line
31 de Março de 2020

 

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3527: Revisitando dados antigos da Voyager 2, os cientistas descobrem mais um segredo

CIÊNCIA/ESTRONOMIA

A Voyager 2 obteve esta imagem à medida que se aproximava de Úrano no dia 14 de Janeiro de 1986. O tom azulado do planeta é devido ao metano na sua atmosfera, que absorve comprimentos de onda vermelhos da luz.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

Oito anos e meio depois do início da sua grande “tournée” pelo Sistema Solar, a sonda Voyager 2 encontrava-se pronta para outro encontro. Estávamos no dia 24 de Janeiro de 1986 e ia deparar-se em breve com o misterioso sétimo planeta, Úrano, frio como o gelo.

Nas horas seguintes, a Voyager 2 passou a 81.433 km do topo das nuvens de Úrano, recolhendo dados que revelaram dois novos anéis, 11 novas luas e temperaturas abaixo dos -214º C. Estes dados ainda permanecem como as únicas medições obtidas de perto do planeta.

Três décadas depois, os cientistas que reinspeccionam esses dados encontraram mais um segredo.

Sem o conhecimento de toda a comunidade da física espacial, há 34 anos a Voyager 2 passou através de um plasmoide, uma bolha magnética gigante que pode estar a levar a atmosfera de Úrano para o espaço. A descoberta, relatada na revista Geophysical Research Letters, levanta novas questões sobre o ambiente magnético único do planeta.

Um “estranho” magnético e oscilante

As atmosferas planetárias por todo o Sistema Solar estão a vazar para o espaço. O hidrogénio “brota” de Vénus para se juntar ao vento solar, o fluxo contínuo de partículas que escapam do Sol. Júpiter e Saturno ejectam bolhas do seu “ar” electricamente carregado. Até a atmosfera da Terra escapa para o espaço (não se preocupe, continuará a existir por outros mil milhões de anos ou mais).

Os efeitos são minúsculos nas escalas de tempo humanas, mas, dado tempo suficiente, a fuga atmosférica pode fundamentalmente alterar o destino de um planeta. Para um caso em específico, basta olhar para Marte.

“Marte costumava ser um planeta húmido com uma atmosfera espessa,” disse Gina DiBraccio, física espacial do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA e cientista do projecto MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution). “Evoluiu com o tempo” – 4 mil milhões de anos de fuga atmosférica para o espaço – “para se tornar no planeta seco que vemos hoje.”

A fuga atmosférica é impulsionada pelo campo magnético de um planeta, que pode ajudar e dificultar o processo. Os cientistas pensam que os campos magnéticos podem proteger um planeta, afastando as tempestades do vento solar, destruidor de atmosferas. Mas também podem criar oportunidades de escape, como as bolhas gigantes libertadas por Saturno e por Júpiter quando as linhas do campo magnético se emaranham. De qualquer maneira, para entender como as atmosferas mudam, os cientistas têm que prestar muita atenção ao magnetismo.

Esta é mais uma razão pela qual Úrano é um mistério. O “flyby” da Voyager em 1986 revelou o quão magneticamente estranho o planeta é.

“A estrutura, o modo como se move…,” disse Di Braccio, “Úrano é realmente único.”

Ao contrário de qualquer outro planeta no nosso Sistema Solar, Úrano gira quase perfeitamente de lado – como um leitão no espeto – completando uma volta a cada 17 horas. Os pontos do eixo magnético apontam 60º para longe desse eixo de rotação, de modo que à medida o planeta gira, a sua magnetosfera – o espaço esculpido pelo seu campo magnético – oscila como uma bola de râguebi mal atirada. Os cientistas ainda não sabem como o modelar.

Esta excentricidade atraiu DiBraccio e o seu co-autor Dan Gershman, físico espacial de Goddard, ao projecto. Ambos faziam parte de uma equipa que elaborava planos para uma nova missão aos “gigantes gasosos” Úrano e Neptuno, e estavam à procura de mistérios para resolver. O estranho campo magnético de Úrano, medido pela última vez há mais de 30 anos, parecia um bom lugar para começar.

Assim sendo, fizeram download das leituras do magnetómetro da Voyager 2, que monitorizou a força e a direcção dos campos magnéticos perto de Úrano à medida que a nave espacial por lá passava. Sem ideia do que podiam encontrar, debruçaram-se com mais atenção do que estudos anteriores, traçando um novo ponto de dados a cada 1,92 segundos. As linhas suaves deram lugar a picos e quedas irregulares. E foi aí que o viram: um pequeno ziguezague com uma grande história.

“Achas que isto pode ser… um plasmoide?” perguntou Gershman a DiBraccio, vendo o rabisco.

Pouco conhecidos na altura da passagem da Voyager 2, os plasmoides foram desde então reconhecidos como uma maneira importante dos planetas perderem massa. Estas bolhas gigantes de plasma, ou gás electrificado, desprendem-se do final da magneto-cauda de um planeta – a parte do seu campo magnético soprada pelo Sol como uma manga de vento. Com tempo suficiente, os plasmoides que escapam podem drenar iões da atmosfera de um planeta, alterando fundamentalmente a sua composição. Já haviam sido observados na Terra e noutros planetas, mas ninguém tinha detectado plasmoides em Úrano – ainda.

DiBraccio executou os dados através do seu “pipeline” de processamento e os resultados voltaram limpos. “Eu acho que é mesmo,” disse ela.

A bolha escapa

O plasmoide que DiBraccio e Gershman encontraram ocupava uns meros 60 segundos do voo de 45 horas da Voyager 2 por Úrano. Aparecia como um rápido movimento de cima para baixo nos dados do magnetómetro. “Mas, se o víssemos em 3D, pareceria um cilindro,” disse Gershman.

Comparando os seus resultados com plasmoides observados em Júpiter, Saturno e em Mercúrio, estimaram uma forma cilíndrica com pelo menos 204.000 quilómetros de comprimento, e até 400.000 quilómetros de largura. Tal como todos os plasmoides planetários, estava repleto de partículas carregadas – principalmente hidrogénio ionizado, pensam os autores.

As leituras de dentro do plasmoide – enquanto a Voyager 2 voava através dele – sugeriram as suas origens. Ao passo que alguns plasmoides têm um campo magnético interno torcido, DiBraccio e Gershman observaram “loops” magnéticos suaves e fechados. Tais plasmoides são tipicamente formados quando um planeta lança pedaços da sua atmosfera para o espaço. “As forças centrífugas assumem o controlo e o plasmoide aperta,” explicou Gershman. De acordo com as suas estimativas, este tipo de plasmoide pode representar entre 15 e 55% da perda de massa atmosférica em Úrano, uma proporção maior do que em Júpiter ou Saturno. Pode muito bem ser a maneira dominante de Úrano lançar a sua atmosfera para o espaço.

Como é que o escape de plasmoides mudou Úrano ao longo do tempo? Com apenas um conjunto de observações, é difícil dizer.

“Imagine se uma nave espacial tivesse passado por esta sala e tentasse caracterizar toda a Terra,” disse DiBraccio. “Obviamente, não vai mostrar nada sobre o Saara ou sobre a Antárctica.”

Mas as descobertas ajudam a focar novas questões sobre o planeta. O mistério remanescente é parte do que os atrai. “É por isso que adoro a ciência planetária,” comentou DiBraccio. “Estamos sempre a ir a algum lugar que não conhecemos.”

Astronomia On-line
31 de Março de 2020

 

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3524: Mercúrio poderá abrigar vida, dizem os cientistas

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Mercúrio tem despertado uma renovada atenção. Depois dos cientistas se interessarem pela possibilidade de ter gelo e pelo estranho campo magnético, agora os investigadores debruçam-se sobre outro foco.

De acordo com um estudo publicado na semana passada, há uma hipótese minúscula de que Mercúrio, o vizinho mais próximo do Sol, tenha tudo o que precisa para hospedar a vida.

Mercúrio poderá ter água e ter vida

Mercúrio é quente, tem uma temperatura média de cerca de 400 °C, mas isso não impede este planeta de ser interessante. De tal forma que os cientistas estão a rever as imagens do astro obtidas pelas passagens da sonda Mariner 10 em 1974.

É possível que, enquanto houver água, as temperaturas sejam apropriadas para a sobrevivência e, possivelmente, para a origem da vida.

Referiu ao jornal norte-americano New York Times Jeffrey Kargel, co-autor do novo estudo.

No estudo, a equipa de investigadores sugere que a superfície caótica de Mercúrio não é o resultado de terramotos, como sustenta a teoria predominante. Em vez disso, eles argumentam que as fendas na superfície são causadas por voláteis – elementos que podem mudar rapidamente de um estado para o outro, como quando um líquido se transforma num gás – que borbulham sob Mercúrio.

Conforme referiram, os elementos voláteis, como a água, podem proporcionar um ambiente favorável à vida no subsolo – a superfície em si é quente demais, aquecendo cerca de 426 °C durante o dia.

Extensão de um vasto terreno caótico (contorno branco) no antípoda da bacia de Caloris.

Não é uma possibilidade absurda

A ideia de vida em Mercúrio ainda é um tiro no escuro, mas os investigadores estão esperançosos.

Pensei que, em algum momento, Alexis [Rodriguez] tivesse perdido [o sentido das suas ideias]. Mas, quanto mais investigava as evidências geológicas e mais pensava sobre as condições químicas e físicas do planeta, mais me apercebi que essa ideia – bem, pode ser de loucos, não completamente de loucos.

Concluiu Kargel ao mesmo jornal.

A vida noutros planetas parece agora ser mais viável, provavelmente a tecnologia estará a abrir novas perspectivas.

Mercúrio poderá ter gelo. Mas como é possível com temperaturas de 400°C?

Mercúrio é um planeta ainda com muitas perguntas por responder. Este é o menor e mais interno planeta do Sistema Solar e órbita o Sol a cada 87,969 dias terrestres. A temperatura média é … Continue a ler Mercúrio poderá ter gelo. Mas como é possível com temperaturas de 400°C?

 

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Buracos negros super-massivos pouco depois do Big Bang: como os “semear”

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista de um dos mais primitivos buracos negros super-massivos conhecidos (círculo preto central) no núcleo de uma jovem galáxia, rica em estrelas.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

São milhares de milhões de vezes maiores que o nosso Sol: como é possível que, como observado recentemente, os buracos negros super-massivos já estivessem presentes quando o Universo, agora com quase 14 mil milhões de anos, tinha “apenas” 800 milhões de anos? Para os astrofísicos, a formação destes monstros cósmicos num tão curto espaço de tempo é uma verdadeira dor de cabeça científica, que levanta questões importantes sobre o conhecimento actual do desenvolvimento destes corpos celestes.

Um artigo publicado recentemente na revista The Astrophysical Journal, pelo estudante de doutoramento Lumen Boco e pela sua orientadora Andrea Lapi, do SISSA (Scuola Internazionale Superiore di Studi Avanzati), fornece uma possível explicação para esta difícil questão. Graças a um modelo original teorizado por cientistas de Trieste, Itália, o estudo propõe um processo muito rápido de formação nas fases iniciais do desenvolvimento dos buracos negros super-massivos, até agora consideradas mais lentas. Provando, matematicamente, que a sua existência era possível no jovem Universo, os resultados da investigação conciliam o tempo necessário para o seu desenvolvimento com os limites impostos pela idade do Cosmos.

A teoria pode ser totalmente validada graças a futuros detectores de ondas gravitacionais, como o Telescópio Einstein e o LISA, mas testada também em vários aspectos básicos com o actual sistema Advanced LIGO/Virgo.

O monstro cósmico que cresce no centro das galáxias

Os cientistas começaram o seu estudo com uma evidência observacional bem conhecida: o crescimento de buracos negros super-massivos ocorre nas regiões centrais das galáxias, progenitores das galáxias elípticas actuais, que tinham um conteúdo de gás muito alto e em que a formação estelar era extremamente intensa. “As maiores estrelas vivem pouco tempo e evoluem muito rapidamente para buracos negros estelares, tão grandes quanto várias dezenas de massas solares; são pequenos, mas nestas galáxias muitos formam-se.”

O gás denso que os rodeia, explicam Boco e Lapi, tem um efeito definitivo muito poderoso de atrito dinâmico e faz com que migrem muito depressa para o centro da galáxia. A maioria dos inúmeros buracos negros que alcançam as regiões centrais fundem-se, criando a semente do buraco negro super-massivo. Boco e Lapi continuam: “De acordo com as teorias clássicas, um buraco negro super-massivo cresce no centro de uma galáxia capturando a matéria circundante, principalmente gás, ‘cultivando-se’ a ele próprio e finalmente devorando essa matéria a um ritmo proporcional à sua massa.”

“Por esta razão, durante as fases iniciais do seu desenvolvimento, quando a massa do buraco negro é pequena, o crescimento é muito lento. Na medida em que, de acordo com os cálculos, para atingir a massa observada, milhares de milhões de vezes a do Sol, seria necessário um tempo muito longo, ainda maior do que a idade do Universo jovem.” O seu estudo, no entanto, mostrou que as coisas podem desenvolver-se muito mais depressa.

A corrida louca dos buracos negros: o que os cientistas descobriram

“Os nossos cálculos numéricos mostram que o processo de migração dinâmica e fusão de buracos negros estelares pode fazer com que a semente do buraco negro super-massivo alcance uma massa entre 10.000 e 100.000 vezes a massa do Sol em apenas 50-100 milhões de anos.” Neste ponto, dizem os cientistas, “o crescimento do buraco negro central de acordo com a acreção directa de gás, mencionada anteriormente e prevista pela teoria padrão, tornar-se-ia muito mais rápida, porque a quantidade de gás que conseguirá atrair e absorver tornar-se-ia imensa, e predominante no processo que propomos”.

“No entanto, precisamente o fato de partir de uma semente tão grande, como previsto pelo nosso mecanismo, acelera o crescimento global do buraco negro super-massivo e permite a sua formação, também no Universo jovem. Em resumo, à luz desta teoria, podemos afirmar que 800 milhões de anos após o Big Bang, os buracos negros super-massivos já podiam povoar o Cosmos”.

“Olhando” para o crescimento das sementes dos buracos negros super-massivos

O artigo, além de ilustrar o modelo e demonstrar a sua eficácia, também propõe um método de teste: “A fusão de vários buracos negros estelares com a semente do buraco negro super-massivo no centro produzirá ondas gravitacionais que esperamos ver e estudar com detectores actuais e futuros,” explicam os investigadores.

Em particular, as ondas gravitacionais emitidas nas fases iniciais, quando a semente do buraco negro central ainda é pequena, serão identificáveis pelos detectores actuais Advanced LIGO/Virgo e totalmente caracterizáveis pelo futuro Telescópio Einstein. As fases subsequentes de desenvolvimento do buraco negro super-massivo podem ser investigadas graças ao futuro detector LISA, com lançamento previsto para mais ou menos 2034. Desta forma, explicam Boco e Lapi, “o processo que propomos pode ser validado nas suas diferentes fases, de maneira complementar, pelos futuros detectores de ondas gravitacionais.”

“Esta investigação,” conclui Andrea Lapi, coordenadora do grupo de Astrofísica e Cosmologia do SISSA, “mostra como os estudantes e investigadores do nosso grupo estão a aproximar-se completamente da nova fronteira das ondas gravitacionais e da astronomia multi-mensageira. Em particular, o nosso principal objectivo será desenvolver modelos teóricos, como o desenvolvido neste caso, que servem para capitalizar as informações provenientes das experiências actuais e futuras de ondas gravitacionais, fornecendo assim soluções para problemas não resolvidos relacionados com a astrofísica, cosmologia e física fundamental.”

Astronomia On-line
27 de Março de 2020

 

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3516: Cometa interestelar Borisov está a desfazer-se

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Os astrónomos detectaram o cometa em Agosto de 2019 e estão a verificar agora que há evidências de que este se está a desfazer

As várias observações feitas pelos astrónomos ao cometa Borisov permitiram concluir que se tratava de um objecto vindo de fora do Sistema Solar e que estaria apenas de passagem. Agora, uma equipa de investigadores polacos fez duas observações e concluiu que o comportamento do cometa indicia que tem estado a ocorrer uma “fragmentação do núcleo”, descreve a publicação Space.com.

Ainda não foi confirmada qual a razão, mas está a ser equacionada a opção de que o fenómeno se deve a uma aproximação ao Sol. Já em Dezembro, os especialistas consideravam que as ‘razias’ ao Sol poderiam ter consequências semelhantes. O cometa interestelar é constituído por gelo e rochas, e as passagens próximas do astro-rei podem resultar nesta fragmentação que, ao que tudo indica, estará mesmo a acontecer.

A novidade da descoberta do Borisov prende-se com a antecedência com que este foi identificado. Durante mais de um ano, os astrónomos puderam acompanhar e estudar a sua viagem pelo nosso Sistema Solar.

Exame Informática
25.03.2020 às 14h12

 

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As estranhas órbitas dos discos planetários tipo-“Tatooine”

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Dois exemplos de discos proto-planetários alinhados e desalinhados em torno de estrelas binárias (discos circum-binários), observados com o ALMA. As órbitas das estrelas binárias foram acrescentadas para efeitos de claridade. Esquerda: no sistema estelar HD 98800 B, o disco está desalinhado com as estrelas do binário. As estrelas orbitam-se uma à outra (nesta imagem, na nossa direcção e na direcção contrária) em 315 dias. Direita: no sistema estelar AK Sco, o disco está em linha com a órbita das suas estrelas binárias. As estrelas orbitam-se uma à outra a cada 13,6 dias.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), I. Czekala e G. Kennedy; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrónomos descobriram geometrias orbitais impressionantes em discos proto-planetários que rodeiam estrelas binárias. Embora os discos que orbitem os sistemas estelares duplos mais compactos partilhem quase o mesmo plano, os discos em torno de binários largos têm planos orbitais muito inclinados. Estes sistemas podem ensinar-nos mais sobre a formação planetária em ambientes complexos.

Ao longo das últimas duas décadas têm sido encontrados milhares de planetas em órbita de outras estrelas além do Sol. Alguns destes planetas orbitam duas estrelas, tal como o lar de Luke Skywalker, Tatooine (da saga “Star Wars”). Os planetas nascem em discos proto-planetários – temos agora observações maravilhosas destes discos graças ao ALMA – mas a maioria dos discos estudados até agora encontram-se em estrelas singulares. Os exoplanetas tipo-“Tatooine” formam-se em discos que rodeiam estrelas duplas, os chamados discos circum-binários.

O estudo dos locais de nascimento dos planetas “Tatooine” fornece uma oportunidade única de aprender como os planetas se formam em ambientes diferentes. Os astrónomos já sabem que as órbitas das estrelas binárias podem distorcer e inclinar o disco em seu redor, resultando num disco circum-binário desalinhado em relação ao plano orbital das suas estrelas hospedeiras. Por exemplo, num estudo de 2019 liderado por Grant Kennedy da Universidade de Warwick, no Reino Unido, o ALMA encontrou um disco circum-binário impressionante numa configuração polar.

“Com o nosso estudo, queríamos aprender mais sobre as geometrias típicas dos discos circum-binários,” disse o astrónomo Ian Czekala da Universidade da Califórnia em Berkeley, EUA. Czekala e a sua equipa usaram dados do ALMA para determinar o grau de alinhamento de dezanove discos proto-planetários em torno de estrelas binárias. “Os dados de alta resolução do ALMA foram críticos para o estudo de alguns dos mais pequenos e ténues discos circum-binários vistos até à data,” disse Czekala.

Os astrónomos compararam os dados do ALMA dos discos circum-binários com a dúzia de planetas tipo-“Tatooine” encontrados pelo telescópio espacial Kepler. Para sua surpresa, a equipa descobriu que o grau de desalinhamento entre as estrelas duplas e os seus discos circum-binários dependem fortemente do período orbital das estrelas hospedeiras. Quanto menor o período orbital da estrela binária, maior a probabilidade de hospedar um disco alinhado com a sua órbita. No entanto, os binários com períodos superiores a um mês geralmente hospedam discos desalinhados.

“Nós vemos uma clara sobreposição entre os discos pequenos, em órbita de binários compactos, e os planetas circum-binários encontrados com a missão Kepler,” disse Czekala. Dado que a missão primária do Kepler durou 4 anos, os astrónomos conseguiram descobrir planetas em torno de estrelas duplas que se orbitam uma à outra em menos de 40 dias. E todos estes planetas estavam alinhados com as suas órbitas estelares. Um mistério persistente era se haveriam muito planetas desalinhados que o Kepler teria dificuldade em encontrar. “Com o nosso estudo, sabemos agora que provavelmente não há uma grande população de planetas desalinhados que o Kepler falhou em descobrir, uma vez que os discos circum-binários em torno de binários compactos estão tipicamente alinhados com os seus hospedeiros estelares,” acrescentou Czekala.

Ainda assim, com base nesta descoberta, os astrónomos concluem que devem existir por aí planetas desalinhados em torno de estrelas duplas e que será uma população excitante de procurar com outros métodos de caça exoplanetária, como imagem directa e micro-lente (a missão Kepler da NASA usou o método de trânsito, que é uma das maneiras de encontrar um planeta).

Czekala agora quer descobrir por que razão existe uma correlação tão forte entre o (des)alinhamento do disco e o período orbital da estrela dupla. “Queremos usar as instalações existentes e futuras, como o ALMA e o VLA (Very Large Array) de próxima geração para estudar estruturas de disco em níveis requintados de precisão,” disse, “e tentar entender como os discos deformados ou inclinados afectam o ambiente de formação planetária e como isto pode influenciar a população de planetas que se formam dentro destes discos.”

“Esta investigação é um óptimo exemplo de como novas descobertas se baseiam em observações anteriores,” disse Joe Pesce, oficial da NSF (National Science Foundation) para o NRAO (National Radio Astronomy Observatory) e para o ALMA. “O discernimento das tendências na população de discos circum-binários só foi possível com base nos programas observacionais de arquivo realizados pela comunidade do ALMA em ciclos anteriores.”

Astronomia On-line
24 de Março de 2020

 

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3512: Asteróide potencialmente perigoso para Terra é captado em vídeo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Chama-se (52768) 1998 OR2, é um asteróide numa órbita excêntrica, classificado como objecto próximo da Terra potencialmente perigoso. Faz parte do grupo Amor, isto é, é um asteróide que tem uma órbita entre Marte e a Terra. Além disso, o seu tamanho é imponente, tem cerca de 4 quilómetros de diâmetro. Descoberto em 24 de Julho de 1998, vai passar “perto” do nosso planeta no próximo dia 29 de Abril.

Como já havíamos falado, a NASA classifica-o como potencialmente perigoso e os astrónomos procuram-no para conseguirem filmar o corpo celeste. Assim, o vídeo conseguido traz alguma informação sobre este viajante do espaço.

NASA calculou 32 anos de órbita do (52768) 1998 OR2

O portal Space.com apresenta um vídeo captado no passado dia 16 de Março pelo astrónomo Gianluca Masi. Conforme podemos ver, as imagens captaram o (52768) 1998 OR2 no céu nocturno, quando estava a cerca de 30 milhões de quilómetros da Terra.

Como poderão ver, as imagens mostram em primeiro lugar como as trajectórias do asteróide (52768) 1998 OR2 e a Terra se aproximam de forma tão acentuada. Em seguida, a imagem é filtrada pelo telescópio com recurso a uma média de 10 exposições separadas por 180 segundos, em que o asteróide aparece como um ponto branco entre um mar de pequenas luzes estelares.

Tendo em conta os cálculos feitos até ao ano 2197, este asteróide não contempla qualquer perigoso para a Terra. Isto é, se nunca sair da sua trajectória, pelo menos até aquela data nenhuma assimulação de passagem o coloca em colisão com o nosso planeta.

Asteróide de visita à Terra no final de Abril

Este asteróide viaja a uma velocidade de cerca de 31 mil km/h. Na sua passagem mais perto de nós, voará a cerca de  7 milhões de quilómetros, ou 0,05 unidade astronómica (UA), algo como 16 vezes a distância entre a Terra e a Lua. Sim, é bem distante, mas este é um monstro que, em caso de colisão, faria estragos incalculáveis.

23 Mar 2020
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3504: Cientistas descobrem o primeiro remanescente pulsante de uma estrela num sistema binário eclipsante

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista de um sistema binário com uma anã branca acretando matéria da sua companheira.
Crédito: ESO/M. Kornmesser

Cientistas da Universidade de Sheffield descobriram uma antiga estrela pulsante num sistema binário, o que lhes permite aceder a informações importantes sobre a história de como estrelas como o nosso Sol evoluem e eventualmente morrem.

A descoberta da primeira estrela anã branca pulsante num binário eclipsante, por físicos da Universidade de Sheffield, significa que a equipa pode ver, pela primeira vez e em detalhe, como a evolução binária afectou a estrutura interna de uma anã branca.

Um binário eclipsante, ou sistema estelar duplo, é constituído por duas estrelas que se orbitam uma à outra e que passam periodicamente uma à frente da outra, a partir da perspectiva da Terra.

As anãs brancas são os núcleos queimados deixados para trás quando uma estrela como o Sol morre. Esta anã branca em particular pode fornecer, pela primeira vez, informações importantes sobre a estrutura, evolução e morte destas estrelas.

Pensa-se que a maioria das anãs brancas sejam compostas principalmente de carbono e oxigénio, mas esta anã em particular é composta principalmente de hélio. A equipa pensa que isso é resultado da companheira binária ter interrompido a sua evolução cedo, antes de ter hipótese de fundir o hélio em carbono e oxigénio.

Os pulsos desta estrela foram descobertos usando a HiPERCAM, uma revolucionária câmara de alta velocidade desenvolvida por uma equipa liderada pelo professor Vik Dhillon do Departamento de Física e Astronomia da Universidade de Sheffield.

A HiPERCAM pode captar uma imagem a cada milissegundo em cinco cores diferentes simultaneamente e está acoplada ao GTC (Gran Telescopio Canarias) de 10,4 metros, o maior telescópio óptico do mundo em La Palma. Isto permitiu que os cientistas detectassem os pulsos rápidos e subtis desta anã branca em particular.

Os pulsos da anã branca e do sistema binário eclipsante permitiram à equipa investigar a sua estrutura usando duas técnicas, asteros-sismologia e estudos de eclipses. A asteros-sismologia envolve a medição da rapidez com que as ondas sonoras viajam através da anã branca.

O Dr. Steven Parsons, que liderou o estudo e do mesmo departamento, disse: “A determinação da composição de uma anã branca não é simples porque estes objectos têm aproximadamente metade da massa do Sol e aproximadamente o tamanho da Terra. Isto significa que a gravidade é extremamente forte numa anã branca, cerca de um milhão de vezes maior do que aqui na Terra, de modo que à superfície de uma anã branca uma pessoa média pesaria 60 milhões de quilogramas. A gravidade faz com que todos os elementos pesados da anã branca afundem para o centro, deixando apenas os elementos mais leves na superfície e, portanto, a verdadeira composição permanece oculta por baixo.

“Esta anã branca pulsante que descobrimos é extremamente importante, pois podemos usar o movimento binário e o eclipse para medir independentemente a massa e o raio desta anã branca, o que nos ajuda a determinar a sua composição. Ainda mais interessante, as duas estrelas neste sistema binário interagiram uma com a outra no passado, transferindo material para a frente e para trás. Podemos ver como esta evolução binária afectou a estrutura interna da anã branca, algo que não conseguimos fazer antes para este tipo de sistemas binários.”

O próximo passo da investigação é continuar a observar a anã branca para registar o maior número possível de pulsos usando a HiPERCAM e o Telescópio Espacial Hubble.

Astronomia On-line
20 de Março de 2020

 

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3498: Sais de amónio descobertos no cometa da Rosetta

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Esquerda – uma superfície cometária “artificial” criada em laboratório; Direita – imagem do Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Crédito: Esquerda – O. Poch, IPAG, UGA/CNES/CNRS; Direita – ESA/Rosetta/NavCam

Através da análise de dados recolhidos pelo instrumento VIRTIS (Visible, Infrared and Thermal Imaging Spectrometer) da missão Rosetta da ESA, entre Agosto de 2014 e Maio de 2015, os cientistas detectaram sais de amónio na superfície do Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

O novo estudo, liderado por Olivier Poch do Instituto de Planetologia e Astrofísica de Grenoble, França, e publicado na revista Science, acrescenta às medições complementares obtidas na atmosfera do cometa, ou cabeleira, usando outro instrumento, o ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) da Rosetta e publicadas na Nature Astronomy no início deste ano.

À medida que o VIRTIS mapeava o cometa durante a primeira metade da missão da Rosetta, os dados revelaram como a sua superfície é tão escura quanto carvão e ligeiramente avermelhada por uma mistura de compostos à base de carbono e minerais opacos. O instrumento também detectou manchas locais de água gelada e dióxido de carbono gelado, juntamente com uma característica de absorção intrigante, mas quase omnipresente, que ronda os 3,2 µm (no infravermelho). A natureza da substância que podia provocar esta característica, no entanto, permaneceu incerta até agora.

Para resolver o enigma, uma equipa de cientistas tem criado superfícies cometárias “artificiais” em laboratório, testando as suas propriedades e comparando-as com as observações VIRTIS. Com este objectivo, os cientistas produziram finas partículas de água gelado contendo grãos de poeira escura e uma variedade de compostos. Em seguida, expuseram estas partículas a condições semelhantes às dos cometas – vácuo e baixa temperatura. Após várias horas, todo o gelo havia sublimado, deixando uma superfície feita de poeira porosa, análoga a uma superfície cometária.

O resultado de tais experiências indica que a misteriosa característica de absorção observada pelo VIRTIS no Cometa 67P é predominantemente devida a sais de amónio (NH4+), misturados com poeira escura e detectados em todos os tipos de terrenos do cometa.

A presença destes sais pode aumentar consideravelmente a quantidade de azoto que os cientistas esperavam encontrar anteriormente neste cometa e, possivelmente, noutros cometas também. Os resultados estão em concordância com a detecção recente, pelo instrumento ROSINA na Rosetta, de gases produzidos pela sublimação de sais de amónio em grãos de poeira ejectados do cometa.

Uma característica de absorção parecida também foi observada em vários asteróides, tanto nos da cintura principal como na família de Troianos de Júpiter, além de na lua de Júpiter, Himalia, sugerindo que estes corpos também contêm sais de amónio. A presença destes sais pode sugerir uma ligação na composição química entre asteróides, cometas e possivelmente a nebulosa proto-solar, fornecendo um cenário tentador para a entrega do azoto – um elemento-chave para a química da vida como a conhecemos na Terra – aos planetas do Sistema Solar interior.

Astronomia On-line
17 de Março de 2020

 

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3497: Novas descobertas de ondas gravitacionais

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Simulação numérica da primeira fusão de buracos negros binários observada pelo detector Advanced LIGO no dia 14 de Setembro de 2015.
Crédito: S. Ossokine, A. Buonanno (Instituto Max Planck para Física Gravitacional), projecto Simulating eXtreme Spacetimes, W. Benger (Airborne Hydro Mapping GmbH)

Investigadores do Instituto Max Planck para Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein) em Hannover, juntamente com colegas internacionais, publicaram o seu segundo Catálogo Aberto de Ondas Gravitacionais (2-OGC). Usaram métodos de investigação aprimorados para aprofundar os dados publicamente disponíveis da primeira e da segunda campanha de observações. Além de confirmarem as dez fusões conhecidas buracos negros binários e de uma fusão de estrelas de neutrões binárias, também identificaram quatro candidatos promissores à fusão de buracos negros, que passaram despercebidos nas análises iniciais do LIGO/Virgo. Estes resultados demonstram o valor das investigações dos dados públicos do LIGO/Virgo por grupos independentes das colaborações LIGO/Virgo. A equipa de investigação também disponibilizou o seu catálogo completo, além da análise detalhada de mais de uma dúzia possíveis fusões de buracos negros binários.

“Nós incorporamos os métodos mais avançados,” diz Alexander Nitz, cientista da equipa do Instituto Max Planck para Física Gravitacional (Instituto Albert Einstein) em Hannover, que liderou a equipa de investigação internacional. “As nossas melhorias permitem descobrir fusões mais fracas de buracos negros binários: os quatro sinais adicionais mostram que isto funciona!”

Os resultados foram publicados a semana passada na revista The Astrophysical Journal.

Novas descobertas em dados antigos

A equipa internacional de pesquisa analisou os dados de ondas gravitacionais disponíveis ao público, obtidos pelos detectores Advanced LIGO e Advanced Virgo na sua primeira (de Setembro de 2015 a Janeiro de 2016) e na sua segunda (de Novembro de 2016 a Agosto de 2017) campanha de observações. Estes foram previamente analisados pela colaboração LIGO e Virgo. Foram encontradas dez fusões de buracos negros binários e uma fusão de estrelas de neutrões binárias. Outra análise independente já havia encontrado várias fusões adicionais de buracos negros.

O trabalho liderado por Nitz confirma 14 destes eventos e encontra mais uma possível fusão de buracos negros binários não avistada pelas análises anteriores. A ser real, GW151205 veio de uma fusão bastante distante de dois buracos negros massivos com mais ou menos 70 e 40 vezes a massa do Sol, respectivamente.

O truque não foi apenas uma maneira aprimorada de classificar potenciais sinais de ondas gravitacionais, mas também ter como alvo as propriedades que os buracos negros binários devem ter. “Temos uma ideia do que é a típica massa de um buraco negro binário a partir dos sinais que já foram detectados,” explica Collin Capano, investigador sénior do Instituto Albert Einstein em Hannover e co-autor da publicação. “A nossa sensibilidade a buracos negros binários melhorou 50% a 60% usando estas informações para ajustar a nossa pesquisa e procurar os sinais mais prováveis.”

Nenhuma nova fusão de estrelas de neutrões binárias

A equipa não encontrou novos candidatos a fusões de estrelas de neutrões binárias nos dados das duas campanhas de observação do LIGO/Virgo. Dado que apenas foram identificadas duas fusões de estrelas de neutrões binárias, graças às suas ondas gravitacionais, e a população subjacente não é bem conhecida, uma pesquisa direccionado ainda não é possível.

Os 15 sinais relatados agora são apenas uma pequena parte de um maior catálogo online. A equipa publicou o seu catálogo completo de eventos, incluindo candidatos estatisticamente menos significativos e os resultados detalhados das suas análises. “Esperamos que estes dados permitam que outros cientistas realizem futuramente investigações profundas, fornecendo uma melhor compreensão da população de buracos negros binários, bem como do ruído de fundo,” diz Sumit Kumar, investigador sénior do Instituto Albert Einstein e co-autor da publicação.

Astronomia On-line
17 de Março de 2020

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3496: Astrónomos usam bolor para mapear as maiores estruturas do Universo

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Os astrónomos desenvolveram um algoritmo de computador, inspirado pelo comportamento do mofo limoso, e testaram-no contra uma simulação de computador do crescimento de filamentos de matéria escura no Universo. Os cientistas então aplicaram o algoritmo de bolor limoso aos dados contendo as localizações de mais de 37.000 galáxias mapeadas pelo SDSS (Sloan Digital Sky Survey). O algoritmo produziu um mapa tridimensional da estrutura da teia cósmica subjacente.
Seguidamente, analisaram a luz de 350 quasares distantes catalogados no Arquivo Espectroscópico do Legado Hubble. Estas distantes lanternas cósmicas são os brilhantes núcleos alimentados a buracos negros de galáxias activas, cuja luz brilha através do espaço e através da teia cósmica em primeiro plano.
Crédito: NASA, ESA e J. Burchett e O. Elek (UC Santa Cruz)

O comportamento de uma das criaturas mais humildes da natureza e dados de arquivo do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA estão a ajudar os astrónomos a estudar as maiores estruturas do Universo.

O organismo unicelular conhecido como mofo limoso (Physarum polycephalum) constrói redes filamentosas complexas semelhantes a teias em busca de alimentos, sempre encontrando percursos quase óptimos para ligar locais diferentes.

Ao moldar o Universo, a gravidade constrói uma vasta estrutura filamentar em forma de teia de aranha, ligando galáxias e enxames de galáxias ao longo de pontes invisíveis de gás e matéria escura com centenas de milhões de anos-luz de comprimento. Há uma estranha semelhança entre as duas redes, uma produzida pela evolução biológica e a outra pela força primordial da gravidade.

A teia cósmica é a espinha dorsal em larga escala do cosmos, consistindo principalmente de matéria escura entrelaçada com gás, sobre a qual as galáxias são construídas. Embora não possamos ver a matéria escura, constitui a maior parte do material do Universo. Os astrónomos tiveram dificuldade em encontrar estas teias elusivas porque o gás no seu interior é demasiado ténue para ser detectado.

A existência de uma estrutura semelhante a uma teia de aranha, para o Universo, foi sugerida pela primeira vez em levantamentos galácticos na década de 1980. Desde esses estudos, a grande escala desta estrutura filamentar foi revelada por levantamentos subsequentes do céu. Os filamentos formam as fronteiras entre grandes vazios no Universo. Agora, uma equipa de investigadores recorreu ao bolor limoso para os ajudar a construir um mapa dos filamentos do Universo local (até 100 milhões de anos-luz da Terra) e a encontrar o gás no seu interior.

Desenvolveram um algoritmo de computador, inspirado pelo comportamento do mofo limoso, e testaram-no contra uma simulação de computador do crescimento de filamentos de matéria escura do Universo. Um algoritmo de computador é essencialmente uma receita que informa o computador exactamente quais as etapas a serem seguidas para resolver um problema.

Os cientistas então aplicaram o algoritmo de bolor limoso aos dados contendo as localizações de mais de 37.000 galáxias mapeadas pelo SDSS (Sloan Digital Sky Survey). O algoritmo produziu um mapa tridimensional da estrutura da teia cósmica subjacente.

Seguidamente, analisaram a luz de 350 quasares distantes catalogados no Arquivo Espectroscópico do Legado Hubble. Estas distantes lanternas cósmicas são os brilhantes núcleos alimentados a buracos negros de galáxias activas, cuja luz brilha através do espaço e através da teia cósmica em primeiro plano. Impressa nessa luz estava a assinatura reveladora do hidrogénio gasoso invisível que a equipa analisou em pontos específicos ao longo dos filamentos. Estes locais-alvo estão longe das galáxias, o que permitiu à equipa de investigação vincular o gás à estrutura de larga escala do Universo.

“É realmente fascinante que uma das formas mais simples de vida realmente permita desvendar mais sobre as estruturas de maior escala do Universo,” disse o investigador Joseph Burchett, da Universidade da Califórnia, EUA. “Usando a simulação de mofo limoso para encontrar a localização dos filamentos da teia cósmica, incluindo aqueles longe das galáxias, pudemos usar dados de arquivo do Telescópio Espacial Hubble para detectar e determinar a densidade do gás frio nos arredores desses filamentos invisíveis. Os cientistas detectam assinaturas deste gás há mais de meio século e agora provámos a expectativa teórica de que este gás compreende a teia cósmica.”

O levantamento ainda valida investigações que indicam que o gás intergaláctico está organizado em filamentos e também revela a que distância das galáxias o gás é detectado. Os membros da equipa ficaram surpresos ao encontrar gás associado aos filamentos da teia cósmica a mais de 10 milhões de anos-luz das galáxias.

Mas essa não foi a única surpresa. Também descobriram que a assinatura ultravioleta do gás fica mais forte nas regiões mais densas dos filamentos, mas que depois desaparece. “Achamos que esta descoberta nos diz mais sobre as interacções violentas que as galáxias têm nas regiões densas do meio intergaláctico, onde o gás se torna demasiado quente para detectar,” explicou Burchett.

Os cientistas voltaram-se para as simulações de bolor limoso quando procuravam uma maneira de visualizar a ligação teorizada entre a estrutura da teia cósmica e o gás frio, detectado em estudos espectroscópicos anteriores do Hubble.

Oskar Elek, na altura membro da equipa e cientista da computação na Universidade da Califórnia em Santa Cruz, descobriu online o trabalho de Sage Jenson, artista de Berlim. Entre os trabalhos de Jenson, visualizações artísticas fascinantes que mostram o crescimento de uma rede de bolor, parecida com tentáculos, movendo-se de uma fonte de alimento para outra. A arte de Jenson baseou-se no trabalho científico de 2010 de Jeff Jones, da Universidade do Oeste da Inglaterra, em Bristol, que detalhou um algoritmo para simular o crescimento destes organismos unicelulares.

A equipa de investigação foi inspirada pelo modo como o mofo limoso constrói filamentos complexos para capturar novos alimentos e como este mapeamento podia ser aplicado à forma como a gravidade molda o Universo, à medida que a teia cósmica constrói os filamentos entre galáxias e enxames de galáxias. Com base na simulação descrita no artigo de Jones, Elek desenvolveu um modelo tridimensional do crescimento do bolor para estimar a localização da estrutura filamentar da teia cósmica.

Esta análise da teia cósmica no Universo local também encaixa com observações publicadas no outono passado na revista Science da estrutura filamentar do Universo muito mais distante, a cerca de 12 mil milhões de anos-luz da Terra, perto do início do Universo. Nesse estudo, os astrónomos analisaram a luz energética de um jovem enxame de galáxias iluminando os filamentos de hidrogénio gasoso que as ligam.

Astronomia On-line
13 de Março de 2020

 

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3491: Uma peça do quebra-cabeças da química estelar pode mudar as nossas medições da expansão cósmica

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Ao examinar a abundância do elemento manganês, um grupo de astrónomos reviu as nossas melhores estimativas para os processos por trás das super-novas do tipo Ia.
Crédito: R. Hurt/Caltech-JPL, composição – departamento gráfico do Instituto Max Planck para Astronomia

Astrónomos liderados por Maria Bergemann (Instituto Max Planck para Astronomia) realizaram medições químicas de estrelas que podem mudar seriamente o modo como os cosmólogos medem a constante de Hubble e determinaram a quantidade da chamada energia escura no nosso Universo. Usando modelos aprimorados de como a presença de elementos químicos afectam o espectro de uma estrela, os investigadores descobriram que as chamadas super-novas tipo Ia têm propriedades diferentes das que se pensava anteriormente. Com base na suposição sobre o seu brilho, os cosmólogos usaram estas super-novas para medir a história de expansão do Universo. À luz dos novos resultados, é provável que essas premissas precisem de ser revistas.

Nos últimos dez anos, quando Maria Bergemann, líder do Grupo de Investigação Lise Meitner do Instituto Max Planck para Astronomia, desenvolveu maneiras aprimoradas de medir as propriedades químicas das estrelas, ela não sabia que o seu grupo poderia um dia afectar a maneira como os astrónomos medem a expansão cósmica, a constante de Hubble, e a quantidade de energia escura no nosso Universo. Mas, através de uma série de ligações imprevistas, é o que parece estar a acontecer agora. Usando as ferramentas de análise que Bergemann desenvolveu, os astrónomos foram capazes de rastrear a abundância dos elementos químicos manganês e ferro ao longo dos últimos 13 mil milhões de anos de história Galáctica. O seu resultado (inesperado) coloca restrições nas propriedades das explosões estelares, as denominadas Super-novas do Tipo Ia, necessárias para produzir o elemento.

Anteriormente, pensava-se que a maioria das super-novas do tipo Ia era provocada por uma estrela anã branca em órbita de uma estrela normal, sugando o hidrogénio das camadas exteriores da estrela. As abundâncias de manganês em estrelas da nossa Via Láctea mostram que, pelo contrário, três em cada quatro dessas explosões resultam de outros tipos de super-novas do tipo Ia. Um deles pode ser um cenário no qual duas anãs brancas se orbitam uma à outra. O outro cenário envolve uma anã branca, que acreta hélio de uma companheira e passa por detonações sequenciais “de fora para dentro”. A diferença entre o cenário padrão e os mecanismos alternativos de explosão para as SN Ia pode ter consequências fundamentais para a relação entre o brilho máximo, a maneira como o brilho muda ao longo do tempo e a escala de tempo geral destas explosões de super-nova. Isso, por sua vez, é importante para algumas das observações mais básicas da cosmologia. Essas observações usam super-novas do Tipo Ia como “velas padrão”, ou seja, fontes de luz cujo brilho intrínseco pode ser determinado a partir de observações. Através da comparação entre o brilho intrínseco de uma fonte e o seu brilho observado, os astrónomos podem determinar a distância da fonte. As detecções da chamada Energia Escura, que se pensa ser responsável por cerca de 70% da densidade energética total do nosso Universo, remontam a observações deste tipo, assim como as medições da constante de Hubble que especifica o actual ritmo de expansão do nosso Universo. Se as super-novas usadas nestas medições não forem velas padrão do mesmo tipo, mas sim pelo menos de dois tipos diferentes cujas propriedades intrínsecas são sistematicamente diferentes, as deduções cosmológicas vão precisar de ser revistas.

Modelando espectros estelares como nunca antes

As ferramentas de análise de Bergemann são as mais recentes de uma série de desenvolvimentos que podem ser traçados até Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff, que inventaram a espectroscopia como ferramenta química em Heidelberg na segunda metade do século XIX. Eles descobriram que certas regiões estreitas brilhantes ou escuras de um espectro, linhas espectrais, podiam ser atribuídas à presença ou ausência de elementos químicos específicos. No início do século XX, os astrónomos estavam a usar modelos simplificados para essas linhas espectrais a fim de examinar a atmosfera das estrelas – levando à medição da temperatura, pressão de superfície e composição química das estrelas. Mas esses modelos assumiam que as estrelas eram esferas perfeitas (em contraste com a complexa estrutura tridimensional das estrelas reais) e que a sua pressão e força gravitacional estavam em equilíbrio (conhecido como equilíbrio hidrostático). Os modelos também assumiam, pelo menos localmente, “equilíbrio termodinâmico” entre o gás e a radiação – ou seja, em cada região pequena, a energia disponível teve tempo para se espalhar uniformemente entre as diferentes partes do sistema, permitindo-nos atribuir uma temperatura a cada região.

Os modelos das atmosferas estelares, e da radiação emitida pelas estrelas que não assumem o equilíbrio termodinâmico local são um desenvolvimento relativamente recente. Estes novos modelos são conhecidos como modelos “Non-LTE” (No Local Thermal Equilibrium, pois não assumem tal equilíbrio local). Estes modelos andam de mãos dadas com simulações tridimensionais da convecção sob a superfície da estrela, semelhante ao movimento da água a ferver numa panela, em que a matéria se move para cima em algumas regiões, para baixo noutras. Eles também incluem a interacção de plasma altamente dinâmico com a radiação da estrela. A teoria por trás do “Non-LTE” e da hidrodinâmica já havia sido formulada no final da década de 1970. No entanto, a aplicação destes modelos à análise da composição química de muitas estrelas na Galáxia só se tornou possível há aproximadamente 20 anos atrás. Foi quando os poderosos supercomputadores modernos se tornaram disponíveis para a investigação científica, coincidindo com os recentes avanços na descrição da estrutura atómica e das interacções luz-matéria que resultaram em dados robustos para a física atómica, necessários para os modelos “Non-LTE”. Bergemann trabalha em diferentes aspectos de tais modelos desde 2005, tornando-a uma das pioneiras no campo.

Para alguns elementos, principalmente o ferro, os novos métodos refinados produzem praticamente o mesmo resultado que os precursores simplificados. Mas para outros, existem diferenças notáveis. Bergemann e a sua equipa, incluindo Andrew Gallagher, Camilla Juul Hansen e Philipp Eitner encontraram um exemplo disso ao rastrear a evolução química do elemento manganês, um metal próximo do ferro na tabela periódica dos elementos. Gallagher conseguiu melhorar bastante o desempenho do código 3D “Non-LTE”. Hansen forneceu dados observacionais de alta qualidade cobrindo as regiões espectrais essenciais para as observações, que estão no ultravioleta próximo. Eitner, como estudante da Universidade de Heidelberg, trabalhou numa estrutura robusta para aplicar o “Non-LTE” à modelagem de espectros estelares. Ele também estendeu essa análise a casos em que podemos observar um espectro não para estrelas separadas, mas apenas para a luz combinada de várias estrelas num enxame estelar. Isto é essencial para a análise de enxames extra-galácticos de estrelas.

Traçando a história do manganês na nossa Galáxia e além

Ao analisarem 42 estrelas, os astrónomos foram capazes de reconstruir a história da produção de manganês na nossa Galáxia. Em termos de química, o Universo começou muito simples, com quase nada além de hidrogénio e hélio pouco depois do Big Bang, há 13,8 mil milhões de anos. Desde então e até agora foi produzida, no interior das estrelas, uma grande fracção de elementos mais pesados. Outros elementos – como o manganês e o ferro – são produzidos nas violentas explosões de super-nova que assinalam o fim da vida de certas estrelas. As super-novas dispersam a matéria da estrela, semeando o espaço em redor com elementos mais pesados. À medida que se formam estrelas de gerações posteriores, elas incorporam esses elementos mais pesados. Os traços espectrais destes elementos serão observáveis nas atmosferas das estrelas (a propósito, os elementos mais pesados no disco rodopiante de gás em torno da estrela recém-nascida são a base química para a formação de planetas e, no caso do nosso Sistema Solar, para a formação da vida num desses planetas. Sem esses elementos, nós não existiríamos, e nem a Terra).

Devido a este tipo de história química cumulativa, a abundância de elementos como o ferro na atmosfera de uma estrela é um indicador directo de há quanto tempo essa estrela nasceu. Usando espectros estelares de alta resolução de telescópios com 8-10 metros – o VLT (Very Large Telescope) do ESO e o Observatório Keck – Bergemann e colegas mediram as abundâncias de ferro e manganês para 42 estrelas, algumas com 13 mil milhões de anos. Usando a abundância de ferro como um indicador de idade de cada estrela em relação às outras, os astrónomos foram capazes de reconstruir a história da produção de manganês na nossa Galáxia. Para sua grande surpresa, esta nova e aprimorada análise mostrou que a proporção de manganês em relação ao ferro era bastante constante durante esse longo período. Estudos anteriores, menos refinados, descobriram uma tendência na produção de manganês que aumentava constantemente durante os 13 mil milhões de anos da história Galáctica. Ainda mais surpreendentemente, os astrónomos encontraram o mesmo rácio constante entre o manganês e o ferro em todas as diferentes regiões da nossa própria Galáxia, e também em galáxias próximas do Grupo Local. Pelo menos na nossa vizinhança cósmica, a relação manganês/ferro parece ser uma constante química universal.

Super-novas com um limite fundamental

É aqui que entram as super-novas. O manganês precisa de uma energia incrivelmente elevada, libertada nas explosões de super-nova, para se formar. Diferentes tipos de super-novas produzem ferro e manganês em diferentes proporções. Um dos contribuintes são as chamadas super-novas de colapso do núcleo, onde uma estrela massiva colapsa no final da sua vida, depois de esgotar o seu combustível nuclear no centro. As outras são mais interessantes neste contexto: se uma estrela anã branca, um remanescente de uma estrela parecida com o Sol, orbitar uma estrela gigante, a sua gravidade puxará o hidrogénio da estrela gigante para a sua própria superfície. Uma vez atingida uma massa limite, a chamada massa de Chandrasekhar, a anã branca torna-se instável, resultando numa explosão termonuclear, a chamada Super-nova do Tipo Ia. A massa limite segue os princípios fundamentais da física, como descoberto pela primeira vez por Subrahmanian Chandrasekhar em 1930. Tendo em conta o fundamental “limite de Chandrasekhar”, neste cenário a massa total da estrela explosiva e, portanto, o brilho total da explosão, são sempre mais ou menos os mesmos.

Isto é uma boa notícia para os astrónomos que acompanham a expansão do nosso cosmos: quando observam uma explosão destas, sabem o brilho na fonte; comparando esse brilho com o brilho observado, podem deduzir a distância da super-nova. Medindo o desvio para o vermelho da galáxia em que a explosão ocorreu (ou seja, a rapidez com que a galáxia se afasta de nós), os cosmólogos podem escrever uma relação entre o desvio para o vermelho e a distância, que lhes diz quão depressa o Universo está a expandir-se (codificada na chamada constante de Hubble) e também se essa expansão está a acelerar ou a tornar-se mais lenta com o tempo. A descoberta, no final dos anos 90, de que o nosso Universo está a acelerar, resultou no Prémio Nobel da Física de 2011 para Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess. A aceleração pode ser explicada assumindo que o nosso cosmos é preenchido com um ingrediente invulgar que os astrónomos chamam de “Energia Escura”.

Abordando as super-novas Ia de modo diferente

Essa, pelo menos, é a história até agora. Com as medições anteriores e menos precisas do manganês, os astrónomos concluíram que uma fracção significativa das Super-novas do Tipo Ia ocorre da maneira descrita acima, como uma anã branca que engole hidrogénio de uma companheira estelar gigante. Mas, para explicar o porquê de a relação manganês-ferro ter permanecido constante ao longo da história Galáctica, as coisas devem ter sido diferentes. Existem várias outras maneiras de produzir uma Super-nova do Tipo Ia. Para os observadores que medem a curva de luz da explosão, ou seja, a maneira como o seu brilho muda ao longo do tempo, estes cenários são indistinguíveis do cenário da anã branca com a gigante estelar.

Num caso especial, uma estrela acreta matéria de uma companheira que leva à instabilidade nuclear na camada externa de hélio, despoletando uma explosão fora do centro e uma frente de detonação. Esta frente ardente propaga-se para o núcleo da estrela a velocidades supersónicas, desencadeando outra detonação no núcleo de carbono-oxigénio da anã branca. Este cenário é conhecido como SN Ia de detonação dupla.

No outro caso, as protagonistas são duas anãs brancas em íntima órbita uma da outra. Quando as estrelas ficam assim tão próximas que, na verdade, o seu gás externo gira em torno delas como um invólucro comum, as ondas gravitacionais emitidas pelo binário forçam as anãs brancas a aproximarem-se ainda mais. À medida que as duas anãs brancas se fundem, o resultado é uma explosão termonuclear.

Por último, mas não menos importante, até as anãs brancas binárias podem sofrer uma detonação dupla, resultando numa SN Ia de “detonação dupla, duplamente degenerada e dinamicamente accionada”.

Em todos estes cenários alternativos, o brilho dessa explosão não é fixado por uma constante física. As explosões de detonação dupla não exigem que a estrela atinja um limite de massa de Chandrasekhar: de facto, explodem com massas mais baixas e são, portanto, chamadas de explosões sub-Chandrasekhar. Numa fusão violenta, o objecto explosivo combinado pode ser menos ou mais massivo do que o limite de Chandrasekhar. As explosões de massa sub-Chandrasekhar devem ser um pouco menos brilhantes, enquanto as explosões super-Chandrasekhar devem ser mais brilhantes do que as suas primas de massa Chandrasekhar. Isto são más notícias para os cosmólogos que confiam nas velas padrão das Super-novas do Tipo Ia, onde tais explosões devem ter um brilho intrínseco uniforme e bem definido. O que é ainda pior é que, para explicar a proporção constante observada de manganês para ferro, Bergemann e colegas precisaram de assumir que três-quartos de todas as Super-novas do Tipo Ia na nossa Galáxia são devidos a explosões de anãs brancas binárias compactas ou devidos a explosões de detonação dupla. As super-novas Ia não padronizadas são a regra, não a excepção.

Próximos passos

É aqui que está o assunto de momento. Não há dúvida que outros grupos colocarão os resultados de Bergemann e colegas à prova. Mesmo agora, existem dados corroborantes: um grupo de astrónomos liderados por Evan Kirby e Mia de los Reyes, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, descobriu resultados semelhantes para várias galáxias anãs.

O próximo lançamento de dados (DR3) do satélite Gaia da ESA, previsto para 2021, poderá produzir dados adicionais sobre a prevalência de anãs brancas binárias, potencialmente reforçando o argumento para o novo tipo de Super-nova Ia. Muito mais tarde, o detector espacial de ondas gravitacionais, LISA, com lançamento previsto para 2034, poderá detectar as ondas gravitacionais de fusões de anãs brancas a grandes distâncias, permitindo uma verificação directa das previsões de Bergemann e colegas.

Entretanto, os cosmólogos estarão ocupados a verificar quais as consequências que o novo tipo de Super-nova pode ter para as suas deduções sobre o Universo como um todo. Num aspecto, as correcções esperadas podem até ser bem-vindas: actualmente, há uma discrepância sobre a constante de Hubble medida com a utilização de super-novas do Tipo Ia e a constante de Hubble medida com a radiação cósmica de fundo das fases iniciais do nosso cosmos. Os novos resultados das Super-novas Ia podem ajudar a tornar os actuais modelos cosmológicos e observações mais consistentes. Em suma, uma demonstração impressionante da interconectividade da investigação astronómica. Ao desenvolver um novo método de analisar a química das estrelas, podemos acabar por mudar a nossa visão do Universo como um todo.

Astronomia On-line
10 de Março de 2020

 

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3490: ALMA avista estrela idosa e metamorfósica

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Imagem ALMA do velho sistema W43A. A alta velocidade dos jactos bipolares ejectados da estrela antiga central podem ser vistos a azul, os fluxos de baixa velocidade têm cor verde e as nuvens poeirentas incorporadas pelos jactos estão a laranja.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tafoya et al.

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), uma equipa internacional de astrónomos capturou o momento exacto em que uma estrela antiga começa a alterar o seu ambiente. A estrela ejectou jactos velozes e bipolares de gás que estão agora a colidir com o material circundante; a idade estimada do jacto observado corresponde a menos de 60 anos. Estas são características-chave para entender como são produzidas as formas complexas das nebulosas planetárias.

As estrelas parecidas com o Sol evoluem para gigantes vermelhas e inchadas na fase final das suas vidas. Aí, a estrela expele gás para formar um remanescente chamado nebulosa planetária. Existe uma grande variedade nas formas das nebulosas planetárias; algumas são esféricas, mas outras são bipolares ou apresentam estruturas complicadas. Os astrónomos estão interessados nas origens desta variedade, mas a poeira e o gás espesso expelidos por uma estrela velha obscura o sistema e dificultam a investigação do funcionamento interno do processo.

Para resolver este problema, uma equipa de astrónomos liderada por Daniel Tafoya da Universidade de Tecnologia de Chalmers, Suécia, apontou o ALMA para W43A, um antigo sistema estelar na direcção da constelação de Águia.

Graças à alta resolução do ALMA, a equipa obteve uma visão muito detalhada do espaço em torno de W43A. “As estruturas mais notáveis são os seus pequenos jactos bipolares,” diz Tafoya, autor principal do estudo publicado na revista The Astrophysical Journal Letters. A equipa descobriu que a velocidade dos jactos é tão alta quanto 175 km/s, o que é muito maior do que as estimativas anteriores. Com base nesta velocidade e no tamanho dos jactos, a equipa calculou a idade dos jactos como sendo inferior ao tempo de vida do ser humano.

“Considerando a juventude dos jactos em comparação com a vida útil de uma estrela, é seguro dizer que estamos a testemunhar o ‘momento exacto’ em que os jactos começaram a empurrar o gás circundante,” explica Tafoya. “Quando os jactos esculpem o material circundante em aproximadamente 60 anos, uma única pessoa pode observar o progresso durante a sua vida.”

De facto, a imagem ALMA mapeia claramente a distribuição de nuvens empoeiradas incorporadas pelos jactos, o que é uma evidência reveladora de que está a impactar o ambiente.

A equipa assume que esta incorporação é a chave para produzir uma nebulosa planetária de forma bipolar. No seu cenário, a estrela idosa originalmente ejecta gás esfericamente e o núcleo da estrela perde o seu invólucro. Se a estrela tiver uma companheira, o seu gás é “derramado” para o núcleo da estrela moribunda e uma porção deste novo gás forma os jactos. Portanto, ter ou não uma companheira é um factor importante para determinar a estrutura da nebulosa planetária resultante.

“W43A é um dos objectos peculiares de nome ‘fonte de água’,” diz Hiroshi Imai da Universidade de Kagoshima, Japão, membro da equipa. “Algumas estrelas antigas mostram emissões de rádio características das moléculas de água. Nós supomos que manchas destas emissões de água indicam a região da interface entre os jactos e o material circundante. Nós chamamos-lhe ‘fontes de água’ e pode ser um sinal de que a fonte central é um sistema binário que lança um novo jacto.”

“Existem apenas 15 objectos ‘fonte de água’ identificados até ao momento, apesar do facto de existirem mais de 100 mil milhões de estrelas na nossa Via Láctea,” explica José Francisco Goméz do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, Espanha. “Isto porque provavelmente a vida útil dos jactos é bastante curta, de modo que temos muita sorte em observar objectos tão raros.”

Astronomia On-line
10 de Março de 2020

 

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3489: Primeiros nomes oficiais dados a características da superfície de Bennu

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Este mosaico do asteróide Bennu mostra as localizações das primeiras 12 características à superfície que receberam nomes oficiais da União Astronómica Internacional. Os nomes aceites foram propostos por membros da equipa OSIRIS-REx da NASA, que têm vindo a mapear o asteróide em detalhe ao longo do último ano. As características à superfície de Bennu têm o nome de pássaros, criaturas parecidas com pássaros e de lugares a eles associados na mitologia.
Crédito: NASA/Goddard/Universidade do Arizona

O pedregulho mais proeminente do asteróide Bennu, um pedaço de rocha que se estende 21,7 m a partir do hemisfério sul do objecto, finalmente tem um nome. A rocha – que é tão grande que foi inicialmente detectada na Terra – tem a designação oficial Benben Saxum, em honra à colina primordial que surgiu das águas escuras de um antigo mito egípcio da criação.

Benben Saxum e outras 11 características do asteróide são as primeiras a receber nomes oficiais aprovados pela UAI (União Astronómica Internacional), a autoridade internacionalmente reconhecida para nomear corpos celestes e suas características de superfície. Os nomes aceites foram propostos por membros da equipa OSIRIS-REx da NASA, que têm vindo a mapear em detalhe o asteróide desde o ano passado. A sonda OSIRIS-REx, a primeira missão da NASA de retorno de amostras de um asteróide, está actualmente a visitar o asteróide e está programada para recolher uma amostra da superfície de Bennu este verão.

“Desde que chegou ao asteróide, a equipa da OSIRIS-REx tornou-se incrivelmente familiar com todas as características geológicas de Bennu,” disse Dante Lauretta, investigador principal da OSIRIS-REx na Universidade do Arizona, em Tucson, EUA. “Estas características fornecem-nos uma visão da história de Bennu e os seus novos nomes simbolizam a essência da missão – estudar o passado para descobrir as nossas origens e para compreender o nosso futuro.”

Os nomes aprovados das características à superfície de Bennu estão listadas abaixo. Os diversos tipos de terreno de Bennu – incluindo “regiones” (regiões geográficas amplas), crateras, “dorsa” (cordilheiras), “fossae” (ranhuras ou trincheiras) e “saxa” (rochas e pedregulhos) – receberão o nome de pássaros, de criaturas parecidas com pássaros e de lugares a eles associados na mitologia.

  • Tlanuwa Regio tem o nome dos pássaros gigantes que espalharam a Terra com pedaços de uma serpente que se transformou em pilares de rochas na mitologia Cherokee. Tlanuwa Regio é uma área coberta por grandes rochas no hemisfério sul de Bennu;
  • Benben Saxum tem o nome do antigo monte egípcio que surgiu das águas primordiais Nu. Na mitologia egípcia, o deus Atum estabeleceu Benben para criar o mundo após o seu voo sobre as águas na forma do pássaro Bennu. Benben Saxum é o pedregulho mais alto de Bennu;
  • Roc Saxum tem o nome de Roc, uma enorme ave de rapina da mitologia árabe do Médio Oriente. Roc Saxum é o maior pedregulho de Bennu;
  • Simurgh Saxum tem o nome do pássaro mitológico benevolente na mitologia persa. Diz-se que Simurgh possuía todo o conhecimento, e Simurgh Saxum define o meridiano principal de Bennu e é a base do sistema de coordenadas do asteróide;
  • Huginn Saxum e Muninn Saxum são rochas adjacentes com o nome de dois corvos, Huginn e Muninn, que acompanham o deus Odin da mitologia nórdica;
  • Ocypete Saxum tem o nome de uma das harpias gregas, a personificação metade donzela, metade pássaro dos ventos tempestuosos que roubavam e transportavam coisas para longe da Terra. Ocypete Saxum está localizado perto do local de origem do evento de ejecção de partículas de dia 19 de Janeiro de 2019;
  • Strix Saxum tem o nome do pássaro Strix do mau agouro da mitologia romana. Strix Saxum é uma grande rocha que flanqueia o local de recolha de amostras de “backup” da missão OSIRIS-REx;
  • Amihan Saxum tem o nome da divindade mitológica Tagalog (Filipinas), que é descrita como um pássaro e que foi a primeira criatura a habitar o Universo. Este pedregulho grande, mas plano parece estar parcialmente enterrado e está localizado em Tlanuwa Regio, que possui uma concentração invulgarmente alta de pedras grandes.;
  • Pouakai Saxum tem o nome do pássaro monstruoso que mata e come humanos na mitologia Māori (Polinésia). Pouakai Saxum é um pedregulho com 10,6 metros localizado no hemisfério sul de Bennu, ligeiramente para norte de Benben Saxum;
  • Aetos Saxum tem o nome do companheiro de infância do deus supremo Zeus, que foi transformado numa águia por Hera na mitologia grega. Aetos Saxum é um pedregulho visivelmente plano, com uma forma parecida a uma asa localizado no equador de Bennu;
  • Gargoyle Saxum tem o nome do monstro francês parecido com um dragão com asas, pescoço de pássaro e hálito de fogo. Gargoyle Saxum é um grande pedregulho perto do local de recolha de amostras de “backup” e um dos objectos mais escuros à superfície.

Astronomia On-line
10 de Março de 2020

 

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3487: Estudo descobre que moléculas orgânicas, encontradas pelo rover Curiosity, são consistentes com vida precoce em Marte

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista de Marte.
Crédito: NASA/JPL-Caltech

Compostos orgânicos chamados tiofenos podem ser encontrados na Terra em carvão, no crude e, curiosamente, em trufas brancas, o cogumelo amado por epicuristas e porcos selvagens.

Os tiofenos também foram recentemente descobertos em Marte, e o astro-biólogo Dirk Schulze-Makuch da Universidade Estatal de Washington acha que a sua presença seria consistente com a presença de vida precoce em Marte.

Schulze-Makuch e Jacob Heinz, da Universidade Técnica de Berlim, exploram algumas das possíveis origens dos tiofenos no Planeta Vermelho num novo artigo publicado na revista Astrobiology. O seu trabalho sugere que um processo biológico, provavelmente envolvendo bactérias e não uma trufa, pode ter desempenhado um papel na existência do composto orgânico no solo marciano.

“Nós identificámos vários vias biológicas para os tiofenos que parecem mais prováveis do que algumas químicas, mas ainda precisamos de provas,” disse Dirk Dirk Schulze-Makuch. “Se encontrarmos tiofenos na Terra, vamos pensar que são biológicos, mas em Marte, claro, o patamar para provar tal coisa precisa de ser um pouco mais elevado.”

As moléculas de tiofeno têm quatro átomos de carbono e um átomo de enxofre dispostas num anel, e tanto o carbono quanto o enxofre são elementos bio-essenciais. No entanto, Schulze-Makuch e Heinz não puderam excluir processos não biológicos que levaram à existência destes compostos em Marte.

Os impactos de meteoros parecem fornecer uma possível explicação abiótica. Os tiofenos também podem ser criados através de redução termoquímica de sulfato, um processo que envolve um conjunto de compostos que são aquecidos a 120º c ou mais.

No cenário biológico, as bactérias, que podem ter existido há mais de 3 mil milhões de anos atrás, quando Marte estava mais quente e húmido, poderiam facilitar um processo de redução de sulfato que resulta em tiofenos. Existem também outras vias em que os tiofenos são decompostos por bactérias.

Embora o rover Curiosity tenha fornecido muitas pistas, usa técnicas que quebram moléculas maiores nos seus componentes, para que os cientistas possam apenas olhar para os fragmentos resultantes.

Poderão surgir mais evidências do próximo rover, Rosalind Franklin, com lançamento previsto para Julho de 2020. Transportará o instrumento MOMA (Mars Organic Molecule Analyzer), que usa um método de análise menos destrutivo e que permitirá a recolha de moléculas maiores.

Schulze-Makuch e Heinz recomendam o uso dos dados recolhidos pelo próximo rover marciano para examinar os isótopos de carbono e enxofre. Os isótopos são variações dos elementos químicos que possuem números diferentes de neutrões que a forma típica, resultando em diferenças de massa.

“Os organismos são ‘preguiçosos’. Preferem usar variações isotópicas leves do elemento porque isso custa-lhes menos energia,” disse.

Os organismos alteram as proporções de isótopos pesados e leves nos compostos que produzem, que são substancialmente diferentes dos rácios encontrados nos seus blocos de construção, que Schulze-Makuch chama de “um sinal revelador de vida.”

No entanto, mesmo que o próximo rover descubra evidências isotópicas, ainda não serão suficientes para provar definitivamente que existe ou já existiu vida em Marte.

“Como Carl Sagan disse, ‘afirmações extraordinárias exigem evidências extraordinárias,” realçou Schulze-Makuch. “Acho que a prova realmente vai exigir o envio de pessoas a Marte, e um astronauta observar através de um microscópio e ver um micróbio em movimento.”

Astronomia On-line
6 de Março de 2020

 

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3486: Gaia sugere que distorção da Via Láctea foi provocada por colisão galáctica

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

O disco galáctico da Via Láctea, a nossa Galáxia, não é achatado mas distorcido para cima num lado e para baixo no outro. Dados do satélite de mapeamento estelar da ESA, Gaia, fornecem novas informações sobre o comportamento da distorção e das suas possíveis origens.
As duas galáxias mais pequenas perto do canto inferior direito são as Nuvens de Magalhães, duas galáxias satélite da Via Láctea.
Crédito: Stefan Payne-Wardenaar; Nuvens de Magalhães: Robert Gendler/ESO

Os astrónomos ponderam há anos porque é que a nossa Galáxia, a Via Láctea, é distorcida. Dados do satélite de mapeamento estelar da ESA, Gaia, sugerem que a distorção pode ser provocada por uma colisão, em curso, com outra galáxia mais pequena, que envia ondulações através do disco galáctico como uma rocha atirada para a água.

Os astrónomos sabem desde o final da década de 1950 que o disco da Via Láctea – onde reside a maioria das centenas de milhares de milhões de estrelas – não é plano, mas um pouco curvo para cima num lado e para baixo no outro. Durante anos, debateram o que está a provocar esta distorção. Propuseram várias teorias, incluindo a influência do campo magnético intergaláctico ou os efeitos de um halo de matéria escura, uma grande quantidade de matéria invisível que se pensa rodear as galáxias. Se tal halo tivesse uma forma irregular, a sua força gravitacional podia dobrar o disco galáctico.

Mais depressa do que o esperado

Com o seu levantamento único de mais de mil milhões de estrelas na nossa Galáxia, o Gaia pode ser a chave para resolver este mistério. Uma equipa de cientistas que utiliza dados do segundo lançamento do Gaia confirmou agora pistas anteriores de que esta distorção não é estática, mas que muda a sua orientação ao longo do tempo. Os astrónomos chamam a este fenómeno precessão e pode ser comparado à oscilação de um pião à medida que o seu eixo gira.

Além disso, a velocidade com que a distorção precede é muito superior ao esperado – mais rápida do que o campo magnético intergaláctico ou do que o halo de matéria escura podiam permitir. Isto sugere que a distorção deve ser provocada por outra coisa. Algo mais poderoso – como uma colisão com outra galáxia.

“Nós medimos a velocidade da distorção comparando os dados com os nossos modelos. Com base na velocidade obtida, a distorção completaria uma rotação em torno do centro da Via Láctea em 600 a 700 milhões de anos,” diz Eloisa Poggio, do Observatório Astrofísico de Turim, na Itália, autora principal do estudo, publicado na revista Nature. “Isto é muito mais depressa do que esperávamos, com base em previsões de outros modelos, como aqueles que observam os efeitos do halo não esférico.”

O poder estelar do Gaia

A velocidade da distorção é, no entanto, inferior à velocidade a que as estrelas propriamente ditas orbitam o centro galáctico. O Sol, por exemplo, completa uma rotação em cerca de 220 milhões de anos.

Estas informações só foram possíveis graças à capacidade sem precedentes da missão Gaia em mapear a nossa Galáxia, a Via Láctea, em 3D, determinando com precisão as posições de mais de mil milhões de estrelas no céu e estimando a sua distância. O telescópio parecido com um disco voador também mede as velocidades nas quais as estrelas individuais se movem no céu, permitindo que os astrónomos “vejam o filme” da história da Via Láctea para trás e para a frente no tempo, ao longo de milhões de anos.

“É como ter um carro e tentar medir a velocidade e a direcção da viagem deste carro ao longo de um período muito curto e, com base nesses valores, tentar modelar a trajectória passada e futuro do carro,” diz Ronald Drimmel, investigador do Observatório Astrofísico de Turim e co-autor do artigo. “Se fizermos essas medições para muitos carros, podemos modelar o fluxo de tráfego. Da mesma forma, medindo os movimentos aparentes de milhões de estrelas no céu, podemos modelar processos em larga escala, como o movimento da distorção.”

Sagitário?

Os astrónomos ainda não sabem qual é a galáxia que pode estar a provocar a ondulação nem quando a colisão começou. Um dos candidatos é Sagitário, uma galáxia anã que orbita a Via Láctea, que se pensa ter atravessado o disco galáctico da Via Láctea várias vezes no passado. Os astrónomos pensam que Sagitário será gradualmente absorvida pela Via Láctea, um processo que já está em andamento.

“Com o Gaia, pela primeira vez, temos uma grande quantidade de dados sobre uma grande quantidade de estrelas, cujo movimento é medido com precisão para que possamos tentar entender os movimentos em larga escala da galáxia e modelar a sua história de formação,” diz Jos de Bruijne, vice-cientista do projecto Gaia da ESA. “Isto é algo único. Esta é realmente a revolução do Gaia.”

Por mais impressionantes que a distorção e a sua precessão pareçam ser à escala galáctica, os cientistas asseguram que não tem efeitos visíveis na vida no nosso planeta.

Distante o suficiente

“O Sol está a uma distância de 26.000 anos-luz do centro galáctico, onde a amplitude da distorção é muito pequena,” diz Eloisa. “As nossas medições foram dedicadas principalmente às partes externas do disco galáctico, a 52.000 anos-luz do centro galáctico e além.”

O Gaia já tinha descoberto anteriormente evidências de colisões entre a Via Láctea e outras galáxias no passado recente e distante, que ainda podem ser observadas nos padrões de movimento de grandes grupos de estrelas milhares de milhões de anos após os eventos terem ocorrido.

Entretanto, o satélite, actualmente no seu sexto ano de missão, continua a estudar o céu e um consórcio europeu está ocupado a processar e a analisar os dados que continuam a ser transmitidos para a Terra. Os astrónomos de todo o mundo estão ansiosos pelos próximos dois lançamentos de dados do Gaia, planeados para o final de 2020 e para a segunda metade de 2021, respectivamente, para continuar a enfrentar os mistérios da galáxia a que chamamos casa.

Astronomia On-line
6 de Março de 2020

 

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E se os misteriosos planetas de “algodão doce” tiverem na realidade anéis?

CIÊNCIA/ASTRONOMIA

Impressão de artista do modelo de Piro e Vissapragada de um anel com anéis a transitar em frente da sua estrela hospedeira. Os cientistas usaram estes modelos para restringir quais dos planetas super-inchados conhecidos podem ser explicados por anéis.
Crédito: Robin Dienel e cortesia do Instituto Carnegie para Ciência

De acordo com uma nova investigação publicada na revista The Astronomical Journal, por Anthony Piro do Instituto Carnegie para Ciência e Shreyas Vissapragada do Caltech, alguns dos exoplanetas de densidade extremamente baixa, chamados planetas de “algodão doce”, podem na realidade ter anéis.

Estes planetas super-inchados são conhecidos por terem raios extremamente grandes para as suas massas – o que lhes daria densidades aparentemente incrivelmente baixas. Os corpos com este nome adorável têm confundido os cientistas desde que foram descobertos, porque são diferentes de quaisquer planetas no nosso Sistema Solar e desafiam as nossas ideias do aspecto dos planetas distantes.

“Começámos a pensar, e se estes planetas não forem como algodão doce,” disse Piro. “E se estes planetas super-inchados só parecem muito grandes porque estão na verdade cercados por anéis?”

No nosso próprio Sistema Solar, todos os planetas gigantes de gás e gelo têm anéis, o exemplo mais conhecido sendo os majestosos anéis de Saturno. Mas tem sido difícil para os astrónomos descobrir planetas com anéis em órbita de estrelas distantes.

Os raios dos exoplanetas são medidos durante o trânsito – quando o exoplaneta cruza a frente da sua estrela hospedeira, provocando uma queda na luz estelar. Quanto maior a diminuição de brilho, maior o exoplaneta.

“Começámos a pensar: se olhássemos para o Sistema Solar, a partir de um mundo distante, será que conseguíamos reconhecer Saturno como um planeta com anéis, ou pareceria um planeta inchado para um astrónomo alienígena,” perguntou Vissapragada.

Para testar esta hipótese, Piro e Vissapragada simularam o aspecto de um exoplaneta com anéis para um astrónomo com instrumentos de alta precisão que observava o seu trânsito em frente da estrela-mãe. Também investigaram os tipos de materiais no anel que poderiam explicar as observações de super-inchados.

O seu trabalho demonstrou que os anéis podem explicar alguns, mas não todos, os planetas super-inchados que a missão Kepler da NASA descobriu até agora.

“Estes planetas tendem a orbitar em íntima proximidade as suas estrelas hospedeiras, o que significa que os anéis teriam que ser rochosos e não gelados,” explicou Piro. “Mas os raios dos anéis rochosos só podem ter um determinado tamanho, a não ser que as rochas sejam muito porosas, de modo que nem todos os super-inchados encaixariam nestas restrições.”

Segundo Piro e Vissapragada, três super-inchados são candidatos especialmente bons para anéis – Kepler-87c e 177c, assim como HIP 41378f.

As observações de acompanhamento para confirmar o seu trabalho só serão possíveis depois do lançamento do Telescópio Espacial James Webb da NASA, previsto para o ano que vem, porque os actuais telescópios terrestres e espaciais não têm a precisão necessária para confirmar a presença de anéis em redor destes mundos distantes.

Se alguns dos super-inchados forem confirmados como planetas com anéis, isto melhoraria a compreensão dos astrónomos de como estes sistemas planetários se formaram e evoluíram em torno das suas estrelas hospedeiras

Astronomia On-line
6 de Março de 2020

 

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3483: Cálculo que mede a expansão do universo pode estar errado. Descoberta estelar abala a cosmologia

CIÊNCIA/COSMOLOGIA

A equação que mede o ritmo de expansão do universo pode ter de ser repensada. A quantidade de elementos pesados em estrelas sugere que podemos estar a fazer mal as contas sobre a idade do universo.

É um verdadeiro terramoto para o mundo da cosmologia. Uma equipa de astrónomos do Instituto Max Planck registou medições químicas estelares que podem colocar em xeque a forma como se mede a expansão do universo.

Afinal, as estrelas utilizadas para medir a forma como o universo cresce — as super-nova tipo Ia — têm propriedades diferentes do que se julgava. Ao contrário do que se pensava, a quantidade de manganês e ferro obedece a uma taxa fixa, ou seja, não aumenta ao longo do tempo. Isso sugere que existem outras formas de essas super-novas aconteceram — formas desconhecidas para os astrónomos.

Se assim for, a constante de Hubble — a taxa de expansão do universo na equação da Lei de Hubble, que serve para calcular distâncias no universo — pode não ser sempre válida, uma vez que ela parte do princípio que o brilho de todas essas explosões é constante, o que pode não ser verdade. Ou seja, a forma como calculamos a idade do universo e o papel da matéria negra para a expansão do espaço podem não correctos.

O caótico mundo de uma super-nova

Imagine que é um astronauta a vaguear pela Via Láctea e que testemunha a maior explosão a que a humanidade alguma vez assistiu — o trágico fim de uma estrela.  Essa explosão é uma super-nova do tipo Ia, um autêntico berço de alguns dos elementos pesados no universo, como o manganês e o ferro. Foi por isso que estes astrónomos as escolheram para calcular a abundância destes elementos ao longo dos últimos 13 mil milhões de anos.

G299, o resultado de uma super-nova do tipo Ia. Créditos: NASA/CXC/U.Texas

Fizeram-no estudando o espectro emitido pelas estrelas, uma espécie de impressão digital dos corpos luminosos que permite saber que elementos a compõem, uma vez que cada um deles tem uma assinatura. Quanto mais abundante for a quantidade de ferro detectada, mais velha é a estrela. Era como viajar no tempo.

Foi aqui que os astrónomos começaram a encontrar os dados mais surpreendentes. Ao contrário do que esperavam, a proporção de manganês e de ferro era constante ao longo de todos esses anos. Pensava-se que, à medida que o universo envelhecia, a quantidade de manganês aumentaria. Mas afinal não: havia uma constante entre a quantidade de manganês e de ferro. Essa constante verificava-se tanto dentro da Via Láctea como noutras galáxias.

Como pode a química abalar a cosmologia?

Até agora, assumia-se que as super-novas tipo Ia ocorriam quando uma anã branca (os restos mortais de uma estrela como o Sol) que orbitava uma outra estrela, sugando-lhe o hidrogénio à superfície, rebentava ao atingir o limite de massa que conseguia suportar.

Uma ilustração com o modelo actualmente aceite para a criação de uma super-nova do tipo Ia. Créditos: ESA/ATG medialab/C. Carreau

O que é o desvio para o vermelho?

É o limite de Chandrasekhar que, por ser constante, significa que a quantidade de matéria que explode e o brilho provocado pelo fenómeno é sempre o mesmo. Esse valor é usado pelos astrónomos para medir a velocidade a que o universo se está a expandir. Sabendo exactamente o brilho provocado pela explosão de uma super-nova, basta compará-lo ao que é observável na Terra para calcular a distância entre os dois através do desvio para o vermelho.

Calculando a velocidade a que esse desvio para o vermelho ocorre, os astrónomos conseguem saber não só a rapidez com que a galáxia onde a super-nova ocorreu se está a afastar de nós, como também a velocidade de expansão do universo. E é isso que está espelhado na constante de Hubble, um número que reflete a taxa com que o universo continua a crescer.

Acontece que, se a proporção entre a quantidade de manganês e de ferro parece constante ao longo do tempo, é porque podem existir outras formas a partir das quais as super-novas do tipo Ia nascem — formas essas que nada têm a ver com o limite de Chandrasekhar, o que pode significa que o brilho emitido por essas explosões não é sempre o mesmo como se assumia até agora. Logo, não seria cientificamente válido medir o ritmo de expansão do universo a partir de uma fonte de luz que, afinal, não emite sempre o mesmo brilho.

Nada disto é definitivo. Para dar solidez a esta teoria, é preciso que outras equipas científicas cheguem aos mesmos resultados e, entretanto, esperar por eventuais sinais desses fenómenos através da detecção de ondas gravitacionais e por dados de satélite. Para já, no entanto, os cosmólogos vão estar ocupados a pensar mais à frente. E a ponderar o que pode esta descoberta significar para aquilo que sabemos (ou julgamos saber) sobre a história do universo.

Título do artigo alterado às 10h para clarificar as consequências da teoria construída pelos investigadores com base nas medições químicas feitas em 43 estrelas.

Observador
Marta Leite Ferreira
05 Mar 2020, 09:00

 

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3478: 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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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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3475: Algoritmo da Alibaba consegue detectar novo coronavírus com 96% de eficácia

CIÊNCIA/Covid-19

O gigante chinês Alibaba revela ter desenvolvido um sistema de Inteligência Artificial que diagnostica rapidamente pacientes com o novo coronavírus com um grau de certeza elevado

O algoritmo de Inteligência Artificial (IA) da Alibaba vai ser disponibilizado para mais de cem hospitais em breve. O novo sistema consegue distinguir casos do Covid-19 e de pneumonia viral com 96% de eficácia, analisando tomografias computorizadas e demora apenas 20 segundos a emitir diagnósticos. A rapidez e o grau de precisão tornam este sistema um aliado valioso no combate à epidemia.

De acordo com o Nikkei Asian Review, os investigadores usaram análises de mais de cinco mil pacientes infectados com o novo coronavírus. Por outro lado, o sistema foi alimentado com as indicações de tratamento e investigações mais recentes neste domínio.

A comunidade científica espera que diagnósticos mais rápidos permitam aos hospitais gerir melhor o fluxo de pessoas que chegam diariamente para ser tratadas. Uma análise mais célere e fiável vai permitir acelerar os ciclos de tratamento e ajudar, potencialmente, a conter o vírus.

O sistema de IA foi desenvolvido pela DAMO Academy, um projecto fundado pela Alibaba em 2017, que contou com um investimento inicial de 15 mil milhões de dólares para três anos.

Recorde-se que o Covid-19 tem causado grande impacto em todos os sectores de actividade. No lado da tecnologia, grandes eventos como o Mobile World Congress, a F8 do Facebook ou a Game Developers Conference foram adiados ou mesmo cancelados, registam-se falhas no fornecimento de componentes para produção de vários aparelhos e o mercado chinês tem mostrado uma redução na procura.

Exame Informática
02.03.2020 às 13h09

 

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