Supernova 1987 A - 30 Anos

Compartilho com dois queridos amigos Suzy Webb e Ron Knight a paixão por essa Supernova. Essa semana, por ocasião de seus 30 anos, vários artigos foram lançados sobre ela. Tentei compilar as informações aqui e comemorar também.

1987 antes e depois da explosão. Imagem de 1987. Crédito NASA

Em 24 de  fevereiro de 1987, no topo de uma montanha no Chile, no observatório de Las Campanas, o operador de telescópio Oscar Duhalde saiu do prédio e ao olhar para o céu que lhe era tão familiar, notou algo diferente na Grande Nuvem de Magalhães (LMC), próxima a nebulosa da Tarântula: era uma estrela brilhante que ele nunca notara antes, sua magnitude no dia era de aproximadamente 4.5, o que a tornava facilmente visível a olho nu.

Na mesma noite, o astrônomo canadense Ian Shelton estava em Las Campanas observando estrelas na Grande Nuvem de Magalhães. Enquanto Shelton estava estudando um placa fotográfica da LMC naquela noite, notou um objeto brilhante que ele inicialmente pensou ser um defeito na placa. Quando ele mostrou a placa para outros astrônomos no observatório, ele percebeu que o objeto era a luz de uma supernova. Duhalde anunciou que também tinha visto o objeto no céu noturno. O objeto acabou por ser Supernova 1987 A ( o A indicando ser o primeiro objeto deste tipo encontrado naquele ano), a supernova mais próxima observada em 400 anos. Shelton tinha que avisar a comunidade astronômica de sua descoberta. Não havia Internet em 1987, então o astrônomo desceu a montanha,  correu à cidade mais próxima e enviou uma mensagem ao Bureau da União Astronômica Internacional para Telegramas Astronômicos, para anunciar sua descoberta. Surgia assim, a primeira supernova estudada com tecnologia de ponta, que inclui , por exemplo, o telescópio Hubble , o Chandra e o observatório Alma.

Os últimos dados desses poderosos telescópios indicam que o SN 1987A passou por uma nova etapa importante. A onda de choque da supernova está indo para além do anel denso de gás produzido no final da vida da estrela quando era uma pré-supernova e o vento da estrela colidiu com um vento mais lento gerado em uma fase anterior da evolução da gigante vermelha . O que está além do anel é mal conhecido no momento, e depende justamente dos detalhes da evolução dessa estrela quando era uma gigante vermelha.

Antes das investigações em curso da SN 1987A, havia pouco que os astrônomos poderiam dizer sobre o impacto das supernovas em suas vizinhanças interestelares.

Sabia-se que as estrelas maciças, as aproximadamente 10 vezes mais do que o sol ou mais,quando ficam sem combustível, não tem mais calor e energia suficientes para lutar contra a força da gravidade. As camadas exteriores da estrela, uma vez sustentadas pelo poder da fusão, então  colapsam para o centro com uma enorme força. O ricochete desse colapso desencadeia uma explosão poderosa que espalha o material no espaço.

Evolução nos debris de 1987A. Crédito: Hubble

Como  a morte de estrelas maciças, os cientistas descobriram que as supernovas têm efeitos de longo alcance sobre suas galáxias domésticas, pois muitas galáxias tem a aparência que tem hoje, em grande parte, por causa das supernovas que ocorreram nelas.

Como sabemos, supernovas estão entre os eventos mais cataclísmicos e luminosos no cosmos. Embora as supernovas marquem a morte das estrelas, elas também desencadeiam o nascimento de novos elementos e a formação de novas moléculas.

Supernovas como a SN 1987A podem agitar o gás circundante e desencadear a formação de novas estrelas e planetas. O gás a partir do qual essas estrelas e planetas se formará será enriquecido com elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio e ferro, que são os componentes básicos de toda a vida conhecida. Esses elementos são forjados dentro da estrela pré-supernova e durante a própria explosão de supernova, e depois se dispersaram em sua galáxia hospedeira expandindo remanescentes de supernova. Estudos contínuos de SN 1987A devem dar uma visão única sobre os estágios iniciais desta dispersão.

Observações anteriores com a ALMA verificaram que SN 1987A produziu uma enorme quantidade de poeira. As novas observações fornecem ainda mais detalhes sobre como a supernova produziu esse disco de poeira, bem como o tipo de moléculas encontradas na remanescente.

Segundo os pesquisadores envolvidos no estudo,um dos nossos objetivos era observar SN 1987A procurar por novas moléculas , esperava-se encontrar monóxido de carbono e monóxido de silício, já que tínha-se detectado essas moléculas anteriormente . Os astrônomos, contudo, ficaram surpresos ao encontrar as moléculas de formil (HCO +) e o monóxido de enxofre (SO) anteriormente não detectados.O HCO + é especialmente interessante porque a sua formação requer uma mistura particularmente vigorosa durante a explosão. Uma estrela forja elementos como em camadas de cebola . À medida que uma estrela passa a supernova, essas camadas, antes bem definidas, sofrem uma mixagem violenta, ajudando a criar o ambiente necessário para a formação de moléculas e poeiras.

Remanescente da Supernova 1987A, visto pela ALMA. A área roxa indica emissão de moléculas de SiO. A área amarela é a emissão de moléculas de CO. O anel azul é um dado Hubble que foi expandido artificialmente em 3-D.
Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO); R. Indebetouw; NASA / ESA Hubble

Os astrônomos estimam que cerca de 1 em 1000 átomos de silício da estrela explodida agora é encontrado em moléculas de SiO que flutuam livremente. A esmagadora maioria do silício já foi incorporada em grãos de poeira. Mesmo a pequena quantidade de SiO presente está 100 vezes maior que a prevista pelos modelos de formação de poeira. Essas novas observações ajudarão astrônomos a refinar seus modelos.

Essas observações também acham que dez por cento ou mais do carbono dentro do remanescente está atualmente em moléculas de CO. Apenas alguns em cada milhão de átomos de carbono estão em moléculas de HCO +.

Mesmo que as novas observações do ALMA lançem luz importante sobre o SN 1987A, ainda existem várias questões que permanecem. Exatamente quão abundantes são as moléculas de HCO + e SO? Existem outras moléculas que ainda não foram detectadas? Como a estrutura 3-D da SN 1987A continuará a mudar ao longo do tempo?

Futuras observações de ALMA em diferentes comprimentos de onda também podem ajudar a determinar qual tipo de objeto compacto – uma estrela de pulsar ou de nêutrons – reside no centro do remanescente. A supernova provavelmente criou um desses objetos estelares densos, mas até agora nenhum foi detectado.

Tanto a descobrir. Resta-nos esperar e acompanhar cada novo mistério revelado.

Grande ejeção de massa coronal

Cientistas identificaram uma ejeção de massa coronal (CME) de uma estrela diferente do Sol pela primeira vez. Os resultados confirmam que as ejeções de massa coronal são produzidas em estrelas magneticamente ativas. Os dados do Chandra permitiram que a massa do CME fosse obtida, ela é cerca de dez mil vezes maior do que os CMEs mais massivos lançados no espaço interplanetário pelo nosso Sol.

É fácil acharmos imagens e vídeos de Ejeções de Massa Coronal (CME) na internet. São imagens impressionantes nas quais podemos ver liberação de plasma do Sol como na imagem a seguir.

Crédito SDO (Solar Dynamics Observatory)

Mas ainda não tínhamos conseguido uma detecção de uma ejeção de massa coronal, ou CME, de uma estrela. Esses eventos envolvem uma expulsão em grande escala de material e têm sido freqüentemente observados no sol. Um novo estudo usando o Chandra X-ray Observatory da NASA detectou um CME de uma estrela diferente, como relatado em um novo comunicado de imprensa, fornecendo uma nova visão sobre esses fenômenos poderosos. Como o nome indica, esses eventos ocorrem na coroa, que é a atmosfera externa de uma estrela.

Este CME “extra-solar” foi visto a partir de uma estrela chamada HR 9024, localizada a cerca de 450 anos-luz da Terra. Isso representa a primeira vez que os pesquisadores identificaram e caracterizaram completamente um CME de uma estrela diferente do sol. Este evento foi marcado por um intenso clarão de raios X, seguido pela emissão de uma bolha gigante de plasma, isto é, gás quente contendo partículas carregadas. Os resultados confirmam que as CMEs são produzidas em estrelas magneticamente ativas e também abrem a oportunidade de estudar sistematicamente esses eventos dramáticos em outras estrelas que não o Sol. A-High Energy Transmission Grating Spectrometer, ou HETGS, a bordo Chandra é o único instrumento que permite medições dos movimentos dos plasmas coronais com velocidades de apenas algumas dezenas de milhares de milhas por hora, como os observados no HR 9024. Durante o flare , as observações do Chandra detectaram claramente material muito quente (entre 18 e 45 milhões de graus Fahrenheit) que primeiro sobe e depois cai com velocidades entre 225.000 e 900.000 milhas por hora. Isto está em excelente concordância com o comportamento esperado do material ligado ao flare estelar.

Eta Carinae ejeta raios cósmicos

Os estudos constantes sobre Eta Carinae continuam dando frutos. Desta vez temos a comprovação de um fato já esperado em relação à Eta Carinae. O professores Kenji Hamaguchi, principal autor do estudo e Michael Corcoran, especialista em análises de estrelas em raio x publicaram em 2 de julho de 2018 na revista Nature a comprovação da ejeção de raios cósmicos por Eta Carinae. Adaptei aqui o release da Catholic University of America. O original pode ser acessado aqui

Crédito: Sky and Telescope.

O físico da Universidade Católica Michael Corcoran, que estuda astrofísica de raios X  de coronas  estelares e ventos colidentes de estrelas binárias no Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, faz parte de uma equipe de pesquisa que publicou um novo estudo na revista Nature Astronomy de 2 de julho.

Usando dados do telescópio espacial NuSTAR da NASA, o estudo sugere que Eta Carinae, o sistema estelar mais luminoso e massivo até 10.000 anos-luz da Terra, está acelerando partículas a altas energias , algumas das quais podem chegar à Terra como raios cósmicos.

Eta Carinae, localizada a cerca de 7.500 anos-luz de distância, na constelação de Carina, é famosa por uma explosão no século 19 que brevemente a tornou a segunda estrela mais brilhante do céu. O sistema contém um par de estrelas massivas cujas órbitas excêntricas as aproximam a cada 5,5 anos. Acredita-se que as estrelas tenham cerca de 90 e 30 vezes a massa do nosso Sol e passam a 225 milhões de quilômetros de distância uma da outra em sua aproximação máxima – aproximadamente a distância média entre Marte e o Sol, e um pouco maior do que a raio da estrela de 90 massas solares.

“Ambas as estrelas de Eta Carinae ejetam poderosos   ventos estelares”, disse Corcoran. “Onde esses ventos se chocam durante o ciclo orbital, há a produção um sinal periódico em raios-X de baixa energia que estamos rastreando há mais de duas décadas.”

Os astrônomos sabem que os raios cósmicos com energias superiores a 1 bilhão de elétron volts chegam até nós de além do nosso sistema solar. Mas como essas partículas – elétrons, prótons e núcleos atômicos – carregam uma carga elétrica, elas se desviam do curso sempre que encontram campos magnéticos. Isso embaralha seus caminhos e mascara suas origens.

“Sabemos que as ondas explosivas de estrelas explodidas podem acelerar as partículas de raios cósmicos a velocidades comparáveis ​​às da luz, um incremento incrível de energia”, disse Kenji Hamaguchi, astrofísico da Goddard e principal autor do estudo. “Processos semelhantes devem ocorrer em outros ambientes extremos. Nossa análise indica que Eta Carinae é uma delas.

Como parte de sua pesquisa, Hamaguchi, Corcoran e seus colegas usaram o telescópio espacial NuSTAR, que pode focar radiografias de energia muito maior do que qualquer telescópio espacial anterior. A equipe examinou as observações do NuSTAR adquiridas entre março de 2014 e junho de 2016, juntamente com observações de raios-X de baixa energia do satélite XMM-Newton da Agência Espacial Européia no mesmo período.

Os raios-X de baixa energia de Eta Carinae vêm do gás na interface dos ventos estelares em colisão, onde as temperaturas ultrapassam 70 milhões de graus Fahrenheit (40 milhões de graus Celsius). Mas o NuSTAR detecta uma fonte emissora de raios X acima de 30.000 elétron volts, cerca de três vezes mais do que pode ser explicado por ondas de choque nos ventos em colisão.

A análise da equipe, apresentada no artigo da Nature Astronomy, mostra que esses raio X duros  vistos pelo NuSTAR variam com o período orbital de Eta Carinae. Além disso, a saída de energia dos raios-X duros conecta-se suavemente à misteriosa fonte de emissão de raios gama perto de Eta Carinae vista pelo Telescópio Espacial de Raios-Gama Fermi da NASA. Os pesquisadores dizem que isso mostra que tanto o raio-X quanto a emissão de raios gama são produzidos por elétrons, acelerando a violenta onda de choque ao longo dos limites dos ventos estelares que se chocam.

Os elétrons super-rápidos, assim como outras partículas aceleradas, devem escapar do sistema e talvez alguns eventualmente perambulem pela Terra, onde as espaçonaves podem detectá-los como raios cósmicos.

Encontrada Estrela de Neutrons

Anos e anos procurando pela estrela de neutrons que todos sabiam estar lá e finalmente astrônomos da Universidade de Cardiff conseguiram. O artigo a seguir é uma adaptação em português brasileiro do artigo original publicado pela Universe Today escrito por Evan Gough, e pode ser acessado aqui.

Astrônomos da Universidade de Cardiff fizeram algo que ninguém mais foi capaz de fazer. Uma equipe, liderada pelo Dr. Phil Cigan da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Cardiff, encontrou a estrela de nêutrons remanescente da famosa supernova SN 1987A. Suas evidências encerram uma busca de 30 anos pelo objeto.

SN 1987A era uma supernova na Grande Nuvem de Magalhães. Era uma supernova tipo II a cerca de 168.000 anos-luz de distância, e sua luz atingiu a Terra em 1987. É cientificamente significativa porque representa uma grande oportunidade para estudar supernovas com colapso do núcleo em suas diferentes fases.

 

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“Pela primeira vez, podemos dizer que há uma estrela de nêutrons dentro desta nuvem dentro da remanescente de supernova.”

Dr. Phil Cigan, Universidade de Cardiff, Autor Líder do Estudo.

Mas, embora os cientistas tenham aprendido muito em suas observações , uma pergunta permaneceu sem resposta, até agora. Onde estava a estrela de nêutrons que deveria estar no centro da onda de choque em expansão? A teoria dizia que ela deveria estar lá, e os dados dos neutrinos da época forneciam as evidências.

Como ninguém conseguia encontrá-la, razões diferentes foram apresentadas para a estrela de neutrons não estar lá. Alguns se perguntaram se  SN 1987A teria formado uma estrela de quarks em vez de uma estrela de nêutrons. Outra teoria sugeria que um pulsar tinha se formado e que seu campo magnético era pequeno ou incomum, impedindo sua detecção. Uma terceira possibilidade era que gás e poeira caíssem de volta na estrela de nêutrons, fazendo com que ela colapsasse em um buraco negro.

Outra explicação mais simples era que ela estava lá, apenas obscurecida por tanto gás e poeira que não conseguíamos vê-la.

Agora, essa equipe diz que  encontrou a estrela com o telescópio Atacama Large Millimeter / sub-millimeter Array (ALMA). Ela está escondida em uma faixa de poeira particularmente brilhante, exatamente onde a estrela de nêutrons deveria estar. A explicação mais simples venceu.

Uma visão aproximada de diferentes componentes no sistema SN 1987A: o gás molecular de monóxido de carbono é mostrado em laranja, o gás de hidrogênio quente é mostrado em roxo e a poeira que circunda a estrela de nêutrons é mostrada em ciano. Universidade de Cardiff de crédito

A equipe publicou suas descobertas no Astrophysical Journal. O artigo é intitulado “High Angular Resolution ALMA Images of Dust and Molecules in the SN 1987A Ejecta.O autor principal é o Dr. Phil Cigan da Universidade de Cardiff.

“Pela primeira vez, podemos dizer que há uma estrela de nêutrons dentro desta nuvem dentro da remanescente da supernova”, disse Cigan em comunicado à imprensa. Sua luz foi encoberta por uma nuvem muito espessa de poeira, bloqueando a luz direta da estrela de nêutrons em muitos comprimentos de onda, como a neblina mascarando um holofote. ”

A Dra. Mikako Matsuura é professora sênior da Escola de Física e Astronomia da Universidade de Cardiff. Sua pesquisa concentra-se em poeira e moléculas nos restos de supernovas e remanescentes de supernovas, e ela foi uma das autoras deste estudo.

“Embora a luz da estrela de nêutrons seja absorvida pela nuvem de poeira que a cerca, isso por sua vez faz com que a nuvem brilhe com uma luz sub-milimétrica, que agora podemos ver com o telescópio ALMA extremamente sensível”, disse Matsuura.

“Nossas novas descobertas agora permitirão aos astrônomos entender melhor como estrelas massivas terminam suas vidas, deixando para trás essas estrelas de nêutrons extremamente densas”, continuou o Dr. Matsuura.

A luz da SN 1987A foi detectada pela primeira vez em 23 de fevereiro de 1987. Estava a cerca de 160 milhões de anos-luz de distância, mas brilhou com uma luz igual a 100 milhões de sóis e ficou brilhante por vários meses.

A SN 1987A foi a supernova mais próxima em 400 anos. Desde a Supernova de Kepler, em 1604, não tínhamos uma supernova tão brilhante e tão próxima. (A Supernova de Kepler estava na Via Láctea, a apenas 20.000 anos-luz de distância.) A SN 1987A tem sido um objeto constante de atenção dos astrônomos e astrofísicos, e eles a observam de perto há mais de três décadas.

Uma imagem de SN 1987A de 2010 do Hubble mostrando a onda de choque em expansão do material, atingindo o material circundante , aquecendo-o, fazendo com que brilhe. Crédito de imagem: Pela NASA Goddard Space Flight Center de Greenbelt, MD, EUA

A explosão da supernova criou uma enorme onda de choque em expansão, superaquecida a mais de um milhão de graus F. À medida que o gás resfriava, parte dele se tornava sólido, formando uma densa nuvem de poeira. Dentro dessa poeira está a estrela de nêutrons, exatamente onde os cientistas pensavam que estaria.

“Estamos confiantes de que essa estrela de nêutrons existe atrás da nuvem e que sabemos sua localização precisa”, disse Matsuura. “Talvez quando a nuvem de poeira começar a desaparecer no futuro, os astrônomos conseguirão ver diretamente a estrela de nêutrons pela primeira vez.”

Diversidade de Galáxias Anãs

A Astronomia é um campo de infindáveis mistérios. Este artigo de 29 de novembro de 2019, fala de um estudo sobre a rotação de galáxias anãs e os intrigantes resultados vindos dos dados obtidos. O artigo é escrito por Tomer Yavetz a partir do paper científico denominado: Baryonic clues to the puzzling diversity of dwarg galaxy rotation curves (Demais cŕeditos no link.) O artigo original está no site astrobites.org e pode ser acessado aqui

O texto foi traduzido e adaptado para o português brasileiro.

Galaxia Anã NGC 5949.situada próxima à Via Láctea. Imagem ESA/Hubble & NASA

 

O ditado conhecido diz: “onde há fumaça, há fogo”. Assim como inferimos a existência de um incêndio quando vemos fumaça, inferimos a existência de massa quando vemos objetos se movendo em círculos. A física determina que objetos giram em torno de uma grande massa – quanto maior a massa, mais rápida será a rotação. Quando a matéria observável (estrelas, poeira, gás, etc. – também conhecida como matéria bariônica) não é suficiente para explicar as velocidades de rotação, a maioria dos astrônomos conclui que deve haver alguma forma de matéria invisível ou matéria escura.

Uma teoria bem-sucedida precisa levar em consideração as velocidades de rotação em função do raio (também conhecido como “curva de rotação” da galáxia)), o que requer um conhecimento preciso do perfil de densidade dos bárions e da matéria escura. Para a maioria das galáxias, variando de tamanho, de galáxias como a nossa Via Láctea a enormes aglomerados de galáxias com centenas de galáxias do tamanho da Via Láctea, um modelo simples para a matéria escura é suficiente , e é suficiente conhecer um só parâmetro (como a massa total de o sistema, ou a velocidade máxima de rotação), para prever com precisão a forma completa da curva de rotação de uma galáxia.

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No entanto, a situação fica muito mais complicada com galáxias anãs. A Figura 1 mostra as curvas de rotação de quatro galáxias anãs que deveriam, em teoria, parecer semelhantes. Em alguns casos, as velocidades de rotação sobem muito mais rápido do que o esperado, o que significa que a densidade central é mais alta do que nossas teorias previram. Em outros casos, as velocidades de rotação sobem surpreendentemente lentamente, o que significa que o centro dessas galáxias deve ser menos denso do que poderíamos esperar.

Figura 1. Curvas de rotação observadas de quatro galáxias anãs. A região cinza ao redor da linha preta indica a curva de rotação esperada da Matéria Escura Fria (com base em um perfil NFW). Os pontos vermelhos representam as velocidades de rotação observadas em cada raio, enquanto os pontos cinzas marcam a fração da velocidade de rotação causada pelo componente de massa bariônica. No painel superior esquerdo, a curva teórica diminui severamente a densidade no centro da galáxia, enquanto no canto inferior direito a densidade é superestimada. O parâmetro ηrot significa a razão entre a velocidade de rotação próxima ao centro da galáxia (o raio fiducial, marcado pela linha pontilhada vertical) com a velocidade de rotação em sua borda externa.

Então, o que está acontecendo com essas galáxias anãs? Os teóricos chegaram a uma série de explicações sobre por que as curvas de rotação das galáxias anãs diferem das expectativas. Os autores de hoje agrupam essas teorias em quatro categorias:

Física bariônica: Efeitos bariônicos como feedback podem criar fortes fluxos de bárions vindos das regiões internas de uma galáxia, levando a uma redução no conteúdo de matéria escura nessas regiões (causando curvas de rotação como as do painel inferior direito na Figura 1). Ao mesmo tempo, entradas de gás frio podem ter o efeito oposto, aumentando a densidade no centro da galáxia e aprofundando o poço potencial (causando uma curva de rotação como no painel superior esquerdo na Figura 1).

Física da matéria escura: várias teorias preveem que a matéria escura pode ser influenciada por outras forças que não a gravidade, levando aos desvios das curvas de rotação previstas na Figura 1. Um exemplo é a matéria escura com interação própria (SIDM), que se espera que forme uma superfície mais rasa de poços  quânticos potenciais (levando a curvas de rotação semelhantes ao painel inferior direito na Figura 1).

Leis de aceleração bariônica: alguns teóricos argumentaram que as curvas de rotação das galáxias podem ser explicadas usando apenas a distribuição espacial dos componentes bariônicos das galáxias, e que a contribuição da matéria escura para a curva de rotação é totalmente especificada pela dos bárions. Tais leis de aceleração podem (mas não necessariamente precisam) surgir de teorias da gravidade modificada que acabam com a matéria escura.
Incertezas observacionais: incertezas nas velocidades circulares usadas para medir curvas de rotação podem surgir se uma grande fração das órbitas na região central da galáxia for não circular. Isso é especialmente provável se a forma do potencial for triaxial em vez de esférica. Tais incertezas podem causar subestimação e superestimação das densidades centrais das galáxias anãs, levando à diversidade de curvas de rotação mostradas na Figura 1.

O principal objetivo desse artigo é avaliar cada uma dessas teorias em relação aos dados observacionais existentes. Os autores utilizam simulações (APOSTLE e NIHAO) para testar se alguma das teorias é capaz de reproduzir a diversidade observada de curvas de rotação. Em cada caso, eles comparam as expectativas da teoria / simulações com os dados observados. A Figura 2 mostra um exemplo para testar a teoria de uma lei de aceleração bariônica (categoria # 3 acima).

Figura 2 Comparação dos dados observados com as curvas de rotação previstas com base em uma lei de aceleração bariônica. O eixo x é a aceleração calculada a partir dos componentes bariônicos no raio fiducial, enquanto o eixo y é a aceleração observada no mesmo raio. A região azul indica a expectativa com base em uma lei de aceleração bariônica. Muitas das galáxias observadas, especialmente aquelas com baixo ηrot, desviam-se significativamente da previsão (Figura 6 no artigo).

Então, qual das quatro teorias pode justificar as curvas de rotação observadas? Os autores argumentam que a resposta é ‘nenhuma das opções acima’. Embora cada teoria tenha sido capaz de explicar certas galáxias, nenhuma das teorias reproduziu a diversidade completa das curvas de rotação observadas sem a necessidade de suposições adicionais (como mostrado na Figura 2 para a explicação da lei de aceleração bariônica).

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É muito comum que artigos (e Astrobites) terminem com alguma variação da afirmação: “precisamos de mais dados!” Esse artigo  termina com uma nota muito diferente – os dados que já temos enfatizam uma questão clara no nosso entendimento atual de como galáxias anãs se comportam. O que precisamos não é de mais dados, mas de uma teoria mais satisfatória para explicar a diversidade estonteante das curvas de rotação das galáxias anãs.

Imagem em destaque: curva de rotação de uma galáxia espiral. Crédito: Queens University

Histórico da missao Rosetta

Em março de 2004 começava a jornada da missão Rosetta – fantástica missão que tinha por objetivo estudar o cometa 67P/ Churyumov-Gerasimenko . A viagem até o cometa durou 10 anos. O orbitador da Rosetta encontrou-se com o cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko em agosto de 2014 e ali permaneceu próximo ao núcleo. Em novembro de 2014, um pequeno lander. o Philae, foi lançado na superfície deste mundo misterioso. Rosetta continuou a estudar  o cometa e seu ambiente até o final da missão em setembro de 2016.

O site da missão destaca que a missão Rosetta alcançou muitos eventos inéditos históricos:

• Rosetta foi a primeira nave espacial a orbitar o núcleo de um cometa.
• Foi a primeira espaçonave a voar ao lado de um cometa enquanto se dirigia para o Sistema Solar interno.
• Rosetta foi a primeira espaçonave a examinar de perto como um cometa congelado é transformado pelo calor do sol.
• A missão foi a primeira a despachar uma sonda robótica para um núcleo de cometa.
• Os instrumentos da sonda Rosetta obtiveram as primeiras imagens da superfície de um cometa.
• Rosetta foi a primeira sonda a voar perto da órbita de Júpiter usando células solares como sua principal fonte de energia.

O que são Blue Stragglers?

Dentre os vários tipos de estrelas que conhecemos, este grupo se destaca por parecer não pertencente à região que habita. Obviamente as Blue Stragglers estão exatamente onde deveriam estar, mas antes de explicar o que são vamos relembrar um pouquinho de evolução estelar.

A cor de uma estrela é determinada pela medida de sua temperatura e sua massa – estrelas azuis são mais quentes que as vermelhas e muito massivas. Quanto mais maciça é uma estrela, mais rápido ela queima seu hidrogênio, e espera-se que as estrelas azuis passem menos tempo na sequência principal do que as estrelas vermelhas. Portanto, quando olhamos para um diagrama de magnitude de cor de um aglomerado globular (cujas estrelas-membro são todas formadas na mesma época), esperamos ver uma transição ordenada; estrelas que são mais azuis que um determinado valor (conhecido como turn off point) já deixaram a sequência principal, enquanto aquelas que são mais vermelhas ainda estarão nela, como demonstrado no diagrama HR abaixo.

As estrelas no aglomerado  globular NGC 188 foram plotadas em um diagrama  HR, no qual o eixo horizontal mostra cores que variam de azul a vermelho (a temperatura diminui da esquerda para a direita) e o eixo vertical mostra a luminosidade (aumentando de baixo para cima). A maioria das estrelas fica na região da sequência principal, mas as estrelas mais antigas evoluíram para se tornar gigantes vermelhas. Estrelas mais maciças na sequência principal são mais azuis e deveriam já ter morrido, ao ultrapassar o turn off point mas vemos estrelas azuis além desse ponto no diagrama, as Blue stragglers.

Straggler significa retardatária, e há textos em português que chamam essas estrelas de Estrelas Retardatárias, eu usarei o termo em inglês pois é assim usado entre os astrônomos brasileiros. (Pronuncia-se BLU STREGLER , o primeiro e como em terra , o segundo e como no verbo ler.)

 Blue stragglers são consideradas retardatárias porque já deveriam ter morrido e saído do diagrama HR, dada sua alta temperatura e grande massa, mas ainda estão lá. Elas  foram descobertas por Allan Sandage em 1953 enquanto ele realizava a fotometria das estrelas do aglomerado globular M3 e se tornaram uma exceção à regra estabelecida até então.

Qual a explicação para que essas estrelas permaneçam na sequência principal além do esperado?

Atualmente acredita-se que uma possibilidade seja o fato de que em aglomerados, especialmente nos globulares, as estrelas estão muito próximas e é inevitável que aconteça interações entre elas. Veja o exemplo de aglomeração de estrelas na imagem Hubble do lindo aglomerado 47 Tucanae

Essa interação constante pode resultar na colisão de estrelas ou em canibalismo.

Quando um dos dois processos acontece, o produto final é uma estrela muito mais massiva.

Concepçao artística da formação de uma Blue straggler pela interação entre estrelas Credito:Barry Roal Carlsen

Uma estrela antiga do aglomerado, torna-se assim uma nova estrela muito mais massiva e quente, azul, e temos uma Blue Straggler.

Essas interações já foram detectadas por instrumentos e observações, mas ainda há mais a investigar, uma vez que algumas Blue Stragglers estudadas não tem companheira e não parecem ter passado por nenhum processo de acresção de matéria.

Mistérios a desvendar: isso é astronomia. Espero ter conseguido esclarecer o que é esse tipo intrigante de estrelas.

Desculpem fãs da ciência, descobrir um buraco negro de 70 massas solares é rotina, não impossível .

Quando um buraco negro e uma estrela companheira orbitam uma à outra, o movimento da estrela muda com o tempo devido à influência gravitacional do buraco negro, enquanto a matéria da estrela pode se acumular no buraco negro, resultando em emissões de raios-X e rádio. Recentemente, foi encontrado um buraco negro de 70 massas solares que se encaixa nesse cenário, o maior buraco negro de massa estelar já descoberto assim. Mas isso foi um alívio para os astrônomos, não uma surpresa! JINGCHUAN YU / BEIJING PLANETARIUM / 2019

Você ouviu dizer que os astrônomos descobriram recentemente um buraco negro de massa estelar que era tão pesado que não deveria existir? Com 70 massas solares e mais perto do centro galáctico do que nós, é certamente um sistema interessante de descobrir, inteiramente digno de sua publicação na Nature na semana passada. (Pré-impressão completa e gratuita disponível aqui.) Ele se posiciona, no momento, como o buraco negro de massa estelar mais pesada (em oposição a supermassivo) já descoberto por meio de técnicas ópticas.

Mas, em termos teóricos, alegar que esse objeto não deveria existir não é apenas tolice, requer também que você ignore vários fatos básicos sobre astronomia e o Universo. Já descobrimos um punhado de buracos negros de massa comparável a esse por meio de ondas gravitacionais e temos uma boa ideia de como eles se formam e por que. Aqui está a ciência desses pesados buracos negros que vão além do superficial.

Embora vários buracos negros e até pares de buracos negros tenham sido detectados, teremos que esperar milhões de anos até que algum dos que já detectamos se fundam… [+] NASA / GODDARD SPACE FLIGHT CENTER / S. IMMLER E H. KRIMM

Quando se trata de detectar buracos negros em geral, existem três maneiras de fazer isso.

1.Você pode encontrar um buraco negro que absorve ativamente a matéria e medir a radiação (raios X e / ou rádio) que emite, inferindo a massa do buraco negro a partir da luz que medimos.

2.Você pode encontrar um objeto emissor de luz (como uma estrela ou pulsar) orbitando um buraco negro, medir sua órbita ao longo do tempo e deduzir qual deve ser a massa do buraco negro.

3.Ou, a partir de 2015, é possível procurar ondas gravitacionais decorrentes da inspiração e fusão de dois objetos densos e massivos (como buracos negros) e, com detectores suficientes, determinar suas massas pré-fusão e pós-fusão, bem como sua localização no céu.

Todos os três métodos se mostraram extremamente úteis, revelando algumas informações fascinantes sobre o nosso universo.

Quando uma estrela se aproxima e atinge a periapsia de sua órbita em torno de um buraco negro de massa estelar ou supermassivo, seu desvio gravitacional para o vermelho e sua velocidade orbital aumentam. Se pudermos medir os efeitos apropriados da estrela em órbita, poderemos determinar as propriedades do buraco negro central, incluindo sua massa e se ele obedece às regras da relatividade especial e geral. NICOLE R. FULLER, NSF

Quando uma estrela se aproxima e atinge a periapsia de sua órbita em torno de um buraco negro de massa estelar ou supermassivo, seu desvio gravitacional para o vermelho e sua velocidade orbital aumentam. Se pudermos medir os efeitos adequados da estrela em órbita, poderemos determinar as propriedades do buraco negro central, incluindo sua massa e se ele obedece às regras da relatividade especial e geral. NICOLE R. FULLER, NSF

Sabe-se que a maioria dos buracos negros de massa estelar – onde o buraco negro em questão está na mesma faixa de massa que encontramos em estrelas (até cerca de 300 massas solares) – é relativamente leve: entre cerca de 5 e 20 massas solares. No entanto, você não pode simplesmente criar um buraco negro tão pesado quanto quiser. Existem importantes restrições astrofísicas sobre a magnitude de um buraco negro, e nem todo resultado possível é fisicamente permitido.

Por exemplo, a maneira mais comum de o Universo fazer um buraco negro é através de uma explosão de supernova: a morte de uma estrela massiva. Quando as estrelas vivem, a pressão interna da radiação resultante da fusão nuclear neutraliza a força gravitacional que tenta colapsar a estrela. Quando uma estrela muito massiva fica sem combustível em seu núcleo, esse colapso é subitamente inevitável, e o núcleo implode para formar um buraco negro, enquanto uma reação de fusão descontrolada explode as camadas externas.

As emissões de raios-X grandes, ampliadas e ricas em estruturas destacam uma variedade de supernovas vistas na galáxia. Alguns deles têm apenas algumas centenas de anos; outros são muitos milhares. A ausência completa de raios-X indica a falta de uma supernova. No início do Universo, esse era o mecanismo de morte mais comum das primeiras estrelas. NASA / CXC / SAO

É aqui que as coisas começam a ficar interessantes. O destino da sua estrela não está apenas ligado à sua massa, embora a massa seja certamente um fator importante. Além disso, o ambiente da estrela também é importante, incluindo:

• de quais elementos ele é composto inicialmente (hidrogênio e hélio, além de elementos mais pesados, como oxigênio, carbono, silício, ferro e mais),
• se há uma estrela companheira capaz de desviar a matéria da estrela, entregando a matéria à estrela ou mesmo se fundindo com a própria estrela,
• e quais processos ocorrem com eficiências específicas dentro dessa estrela.

Só esse primeiro fator – o que os astrônomos chamam de metalicidade de uma estrela – pode desempenhar um papel enorme no resultado final de uma estrela, e os buracos negros resultam ( ou não) de sua morte.

Os tipos de supernovas em função da massa inicial de estrelas e do conteúdo inicial de elementos mais pesados que o hélio (metalicidade). Observe que as primeiras estrelas ocupam a linha inferior do gráfico, sem metal, e que as áreas pretas correspondem a buracos negros de colapso direto. Para as estrelas modernas, não temos certeza se as supernovas que criam estrelas de nêutrons são fundamentalmente iguais ou diferentes daquelas que criam buracos negros e se existe uma ‘lacuna de massa’ entre elas na natureza. Na extremidade de alta massa, os buracos negros além de um certo limite de massa são restritos. FULVIO314 / WIKIMEDIA COMMONSa legenda

Há uma alegação muito controversa de que, além de uma certa massa, as supernovas que ocorrem para uma estrela extremamente massiva não resultarão em um buraco negro. Em vez disso, a ideia é que a temperatura interna da estrela fique tão quente que você forma espontaneamente pares de elétrons / pósitrons (o par mais leve de matéria-antimatéria que acopla a fótons) vindos da radiação da estrela e você obtém um evento de instabilidade de pares , que leva a um buraco negro imediatamente ou destrói completamente a estrela.

Isso serve para estrelas de baixa metalicidade, em teoria. Para estrelas de alta metalicidade, no entanto, a ideia é que as partes externas da estrela explodam a maior parte do hidrogênio e do hélio. O núcleo restante pode tornar-se uma supernova, mas não deixará um buraco negro acima de 20 massas solares. Essa é a velha ideia a que muitos se referiram ao afirmar que este buraco negro de 70 massas solares em um ambiente de alta metalicidade é impossível.

Mas sabemos que essa ideia não é verdadeira.

As fotos de infra vermelho próximo do Hubble mostram uma estrela massiva, cerca de 25 vezes a massa do Sol, que desapareceu, sem supernova ou outra explicação. O colapso direto é a única explicação razoável possível, e é uma maneira conhecida, além das fusões de supernovas ou estrelas de nêutrons, de formar um buraco negro pela primeira vez. NASA / ESA / C. KOCHANEK (OSU)

Uma razão pela qual sabemos que isso é falso é porque nem todas as estrelas massivas terminam suas vidas em uma supernova; uma fração substancial sofre o que chamamos de “colapso direto”. As estrelas podem queimar seu combustível nuclear, percorrendo o caminho em direção a uma supernova de elemento mais pesado a elemento mais pesado, onde o núcleo se contrai e esquenta à medida que passa da queima de carbono para oxigênio para neon, magnésio, silício, enxofre e além.

Mas de vez em quando, uma tentativa de subir a escada cria um ambiente denso demais rapidamente, e um buraco negro se forma, engolindo rapidamente toda a estrela. Isso foi observado pela primeira vez em 2015 pelo Hubble, onde uma estrela previamente vista conhecida como N6946-BH1, de cerca de 25 massas solares, espontaneamente entrou em colapso em um buraco negro sem supernova. Isso é real, acontece e facilmente leva a buracos negros mais massivos do que o limite superior anterior.

Os 11 eventos detectados com robustez pelo LIGO(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory/Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser ) e Virgo durante suas duas primeiras execuções de dados, de 2015 a 2017. Observe que quanto maiores as amplitudes de sinal (que correspondem a massas maiores), menor a duração do sinal (devido à faixa de sensibilidade de frequência do LIGO). O sinal de maior duração, para fusões binárias de estrelas de nêutrons, também é o sinal de menor amplitude. À medida que o LIGO melhora seu alcance e sensibilidade (e reduz seu nível de ruído), esperamos que essa suposta diferença de massa seja “espremida” tanto de cima como de baixo. COLABORAÇÃO LIGO

A segunda razão pela qual sabemos que buracos negros acima de 20 massas solares não são apenas possíveis, mas comuns vem de nossas observações diretas do Universo por meio das ondas gravitacionais. Quando os buracos negros orbitam outros buracos negros, eles irradiam energia na forma de ondas gravitacionais, fazendo com que as duas massas se fundam. Durante as duas primeiras rodadas científicas de LIGO e Virgo, um total de 11 eventos foram vistos, sendo 10 deles resultantes de fusões buraco negro e buraco negro.

Se observarmos as 5 fusões de buracos negros mais maciças, descobriremos que o LIGO viu dois buracos negros de:

50,6 e 34,3 massas solares que se fundem para produzir uma das 80,3 massas solares,
39,6 e 29,4 massas solares que se fundem para produzir uma das 65,6 massas solares,
35,6 e 30,6 massas solares que se fundem para produzir uma das 63,1 massas solares,
35,5 e 26,8 massas solares que se fundem para produzir uma das 59,8 massas solares, e
Massas solares 35.2 e 23.8 que se fundem para produzir uma das 56,4 massas solares.

Os 11 eventos de ondas gravitacionais detectados por LIGO e Virgo, com seus nomes, parâmetros de massa e … [+] A COLABORAÇÃO CIENTÍFICA LIGO, A COLABORAÇÃO VIRGEM; ARXIV: 1811.12907

Como podemos ver claramente, buracos negros acima de 20 massas solares não são apenas comuns, eles são comumente vistos pelo LIGO e outros detectores de ondas gravitacionais no ato de se fundirem, produzindo buracos negros ainda maiores que podem facilmente atingir ou exceder os 70 metros solares. massas observadas neste novo estudo.

No próprio estudo, os autores observam que esse buraco negro de 70 massas solares foi encontrado porque está em uma órbita binária com outra estrela massiva: uma estrela da classe B, de vida curta e maciça, candidata a criar uma supernova e criar um buraco negro por si só. Mas é exatamente aqui que você esperaria encontrar um buraco negro de 70 massas solares! Há uma razão simples para isso que a maioria dos astrônomos raramente faz referência: os sistemas estelares não vêm apenas em singletos e binários, mas que três ou mais estrelas são frequentemente encontradas no mesmo sistema e podem facilmente levar a buracos negros maciços que se fundem , ainda tendo estrelas restantes companheiras.

Embora praticamente todas as estrelas no céu noturno pareçam pontos únicos de luz, muitas delas são sistemas de várias estrelas, com aproximadamente 50% das estrelas que vemos ligadas em sistemas de várias estrelas. Castor é o sistema com mais estrelas dentro de 25 parsecs: é um sistema sêxtuplo. NASA / JPL-CALTECH / CAETANO JULIO

Se analisássemos os sistemas estelares mais próximos do nosso, descobriríamos que em cerca de 25 parsecs (cerca de 82 anos-luz), existem aproximadamente 3.000 estrelas. Mas se observarmos como essas estrelas estão ligadas, descobriremos que:

• cerca de 50% deles são sistemas singlete como o nosso Sol, com apenas uma estrela,
• enquanto 35% são sistemas binários, com duas estrelas,
• aproximadamente 10% são sistemas trinários, com três estrelas,
• cerca de 3% são sistemas quádruplos com quatro estrelas,
• e os 2% restantes têm cinco ou mais estrelas,
• com o notável Castor (acima) sendo um sistema sextuplo.

Uma imagem ultravioleta e uma pseudo-imagem espectrográfica das estrelas mais quentes e azuis do núcleo do R136. Somente neste pequeno componente da Nebulosa da Tarântula, nove estrelas com mais de 100 massas solares e dezenas com mais de 50 são identificadas através dessas medições. A estrela mais massiva de todas aqui, o R136a1, excede 250 massas solares e é candidata, mais tarde em sua vida, à fotodisintegração. ESA / HUBBLE, NASA, K.A. BOSTROEM (STSCI / UC DAVIS)

Quando observamos as maiores e mais brilhantes regiões de formação estelar de todas, que contêm as mais recentes coleções de estrelas massivas, descobrimos que aglomerados densos de estrelas de massa comparável são realmente muito comuns. É muito fácil imaginar um cenário em que:

• um grande número de sistemas estelares com três ou mais estrelas massivas é criado,
• pelo menos dois deles formam buracos negros, seja por supernova tipo II (colapso do núcleo padrão), supernovas tipo Ib ou Ic (núcleo despojado) ou colapso direto,
• esses múltiplos buracos negros se fundem para criar um ainda mais massivo,
• enquanto ainda estiver sendo orbitado por pelo menos uma estrela adicional.

Isso não é fantasia ou ficção científica; isso é a reunião de quatro etapas individuais que foram observadas isoladamente, mas que a humanidade simplesmente não existe há tempo suficiente para vê-las todas acontecerem em um conjunto sequencial de eventos.

Buracos negros são regiões do espaço em que há tanta massa em um volume tão pequeno que existe um horizonte de eventos: uma região a partir da qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. No entanto, isso não significa necessariamente que os buracos negros sugam matéria; eles simplesmente gravitam e podem permanecer em sistemas estelares binários, trinários ou até maiores, estáveis. J. WISE / GEORGIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY E J. REGAN / DUBLIN CITY UNIVERSITY

Não há nada que um bom cientista goste mais do que uma surpresa: onde uma teoria ou modelo faz previsões explícitas que não podem explicar as observações. Mas não é isso que temos aqui. Em vez disso, temos uma teoria em particular que sabemos que é simplificada demais e excessivamente restritiva ao ponto em que não descreve o universo que já observamos e falha em descrever também uma nova observação.

A nova observação em si é digna de nota, pois um buraco negro de massa estelar tão grande – atingindo 70 massas solares – nunca foi visto em um sistema binário antes. Mas o próprio buraco negro deveria existir absolutamente, pois o torna o quarto buraco negro conhecido com mais de 60 massas solares. Além disso, é consistente com o que é teoricamente esperado em um universo mais realista, como o que habitamos.

Para os buracos negros reais que existem ou são criados em nosso Universo, podemos observar a radiação emitida por sua matéria circundante e as ondas gravitacionais produzidas por seu percurso, fusão e ringdown. Mas só porque ainda temos que detectar uma fusão em nossa própria Via Láctea,  não significa que elas não tenham ocorrido muitas vezes nos últimos milhões de anos ou em prazos ainda mais longos. ESTADO LIGO / CALTECH / MIT / SONOMA (AURORE SIMONNET)
 

Os astrônomos não ficam perplexos com esse objeto (ou similares), mas ficam fascinados em descobrir os detalhes de como eles se formaram e de quão comuns eles realmente são. O mistério não é por que esses objetos existem, mas como o Universo os faz na abundância que observamos. Não geramos falsa excitação , espalhando desinformação que diminua nosso conhecimento e idéias prévias a essa descoberta.

Em ciência,  a corrida final vem da descoberta de algo que promove a nossa compreensão do Universo dentro do contexto de tudo o que sabemos. Que nunca sejamos tentados a fingir que seja diferente.