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Os buracos negros têm uma má reputação na cultura popular por "engolir tudo" em seus ambientes. Na realidade, estrelas, gás e poeira pode orbitam buracos negros por longos períodos de tempo, até que uma grande perturbação empurra o material para dentro.
Esta ilustração compara o crescimento de buracos negros supermassivos em dois tipos diferentes de galáxias. Um buraco negro supermassivo crescente em uma galáxia normal teria uma estrutura em forma de rosca com gás e poeira à sua volta (à esquerda). Em uma galáxia de fusão (AGN), uma esfera de material obscurece o buraco negro (direita). Crédito: Observatório Astronômico Nacional do Japão
A fusão de duas galáxias é uma dessas perturbações. A medida que as galáxias se combinam e seus buracos negros centrais se aproximam, o gás e a poeira na vizinhança são empurrados para seus respectivos buracos negros. Uma enorme quantidade de radiação de alta energia é liberada a medida que o material espirala rapidamente em direção ao buraco negro faminto, o que se torna o que os astrônomos chamam de um núcleo galáctico ativo (AGN).
Um estudo usando o telescópio NUSTAR da NASA mostra que nos últimos estágios de fusões de galáxias, tanto o gás quanto a poeira caem em direção a um buraco negro na qual o AGN está envolto. O efeito combinado da gravidade das duas galáxias retardam as velocidades de rotação do gás e poeira que de outro modo estariam orbitando livremente. Esta perda de energia faz com que o material caia para o buraco negro.
"Quanto mais longa a fusão é, mais envolto o AGN vai ser", disse Claudio Ricci, principal autor do estudo publicado no Monthly Notices Royal Astronomical Society. "Galáxias que estão em estágios finais do processo de fusão estão completamente cobertas de um casulo de gás e pó."
Ricci e colegas observaram a emissão de raios-X de alta energia de penetrando em 52 galáxias. Cerca de metade delas estavam nas fases posteriores da fusão. Como o NUSTAR é muito sensível para detectar os raios X de maior energia, era crítico estabelecer quanto de luz escapou da esfera de gás e poeira que estava cobrindo a AGN.
Os pesquisadores compararam observações das galáxias com dados do Swift da NASA e do Chandra e dos observatórios XMM-Newton da ESA, que se parecem com menores componentes de energia do espectro de raios-X. Se os raios X de alta energia forem detectados a partir de uma galáxia, mas os raios X de baixa energia não forem, isso será um sinal de que um AGN é fortemente obscurecido.
O estudo ajuda a confirmar a ideia de longa data que buraco negro de um AGN faz a maior parte de sua refeição nos estágios finais de uma fusão.
"Um buraco negro supermassivo cresce rapidamente durante estas fusões", disse Ricci. "Os resultados aumentam ainda mais a nossa compreensão das origens misteriosas da relação entre um buraco negro e sua galáxia hospedeira."
Explorar mais: sondas NUSTAR intrigantes galáxia fusão
Mais informações: C. Ricci et ai. Crescimento de buracos negros supermassivos em estágios finais de fusões de galáxias são fortemente obscurecidos, Monthly Notices da Royal Astronomical Society (2017). DOI: 10.1093 / mnras / stx173
Jornal de referência: Monthly Notices da Royal Astronomical Society
Phys
Por Joshua Sokol, de Quanta Magazine
Durante décadas, os pesquisadores acreditavam que violentas supernovas forjaram ouro e outros elementos pesados. Mas muitos agora defendem uma pedreira cósmica diferente.
Ao longo da história e do folclore, a questão de onde o ouro da Terra veio - e talvez como obter mais do mesmo - trouxe explicações fantasiosas. Os incas acreditavam que o ouro caiu do céu como as lágrimas ou o suor do deus do sol Inti. Aristóteles defendia que o ouro era água endurecida, transformada quando os raios do sol penetravam profundamente no subsolo. Isaac Newton transcreveu uma receita para fazer isso com uma pedra filosofal. Rumpelstiltskin, é claro, pode criar ouro a partir de palha.
Astrofísicos modernos têm a sua própria história. A coda, pelo menos, é relativamente clara: Cerca de quatro bilhões de anos atrás, durante um período chamado de "verniz final," meteoritos salpicados com pequenas quantidades de metais preciosos - incluindo ouro - bombardearam a Terra nascente. Mas a questão mais fundamental de onde o ouro foi forjado no cosmos ainda é controversa.
Durante décadas, a conta predominante tem sido a de que explosões de supernovas fazem ouro, juntamente com dezenas de outros elementos pesados na parte inferior de algumas linhas da tabela periódica. Mas, como modelos computacionais de supernovas têm melhorado, eles sugerem que a maioria dessas explosões fazem ouro tão bem quanto os alquimistas da história. Talvez um novo tipo de evento - que tem sido tradicionalmente difícil, se não impossível, para estudar - é responsável.
Nos últimos anos, um debate entrou em erupção. Muitos astrônomos acreditam agora que a fusão de duas estrelas de nêutrons pode forjar abastecimento do universo de elementos pesados. Outros sustentam que, mesmo se o jardim de variedades de supernovas não possam fazer o truque, exemplos mais exóticos ainda podem ser capazes. Para resolver o argumento, os astrofísicos estão em busca de pistas em todos os lugares, a partir de simulações alquímicas de computador aos telescópios de raios gama para a crosta de manganês do fundo do oceano. E a corrida está em fazer uma observação que selaria o acordo — capturar uma das casas da moeda mais raras do cosmos com sua linha de montagem ainda em execução.
O problema da supernova
Em 1957, os físicos Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle estabeleceram um conjunto de receitas de como a vida e a morte de estrelas poderia preencher quase todas as fendas na tabela periódica. Isso implicou que os seres humanos, ou pelo menos os elementos que compõem os nossos corpos, uma vez foram poeira das estrelas.
"O problema em si é muito antigo, e por um longo tempo foi o último segredo da poeira das estrelas," disse Anna Frebel, astrônoma do Instituto de Tecnologia de Massachusetts.
O Big Bang deixou para trás hidrogênio, hélio e lítio. Estrelas, em seguida, fundiram esses elementos em elementos progressivamente mais pesados. Mas o processo pára no ferro, que é um dos elementos mais estáveis. Núcleos maiores do que ferro são tão carregados positivamente, e tão difíceis de reunir, que a fusão não produz mais energia do que necessita para se manter.
Para fazer com que elementos pesados se formem de maneira mais confiável, você pode bombardear núcleos de ferro com nêutrons sem carga. Os novos nêutrons fazem com que o núcleo fique instável. Neste caso, um nêutron decai em um próton (saltando para fora um elétron e um antineutrino). O aumento líquido de um próton leva a um novo elemento, mais pesado.
Quando nêutrons adicionais são jogados em um núcleo mais lentamente do que ele pode decair, o processo é chamado de captura de neutrões lenta, ou processo s. Isso fabrica elementos como o estrôncio, bário e chumbo. Mas quando nêutrons pousam em um núcleo mais rápido do que se deterioram, capturam nêutrons rápidos e o processo-r ocorre, melhorando núcleos para formar elementos pesados, incluindo urânio e ouro.
A fim de persuadir os elementos do processo-r, Burbidges e seus colegas reconheceram que você precisa de algumas coisas. Primeiro, você tem que ter uma fonte relativamente pura, muito pura de nêutrons. Você também precisa de núcleos "semente" pesados (como o ferro) para capturar aqueles nêutrons. Você precisa reuni-los em um ambiente quente e denso (mas não muito denso). E terá que fazer com que tudo isso aconteça durante um evento explosivo que irá espalhar os produtos para o espaço.
Para muitos astrônomos, essas exigências implicam um tipo específico de objeto: uma supernova.
A supernova explode quando uma estrela maciça, tendo fundido seu núcleo em elementos progressivamente mais pesados, atinge o ferro. Em seguida, a fusão deixa de funcionar, e a atmosfera da estrela cai. O valor de uma massa solar colapsa em uma esfera apenas cerca de uma dezena de quilômetros de raio. Então, quando o núcleo atinge a densidade da matéria nuclear, que mantém firme. A energia emite para fora, rasgando a estrela na explosão de uma supernova visível a partir de milhares de milhões de anos-luz de distância.
Uma supernova parece marcar as caixas necessárias. Durante o colapso da estrela, prótons e elétrons no núcleo são forçados juntos, fabricando nêutrons e convertendo o núcleo em uma estrela de nêutrons infantil. O ferro é abundante. Assim como é o calor. E o material ejetado brilhante mantêm a expansão para o espaço por milênios, dispersando os produtos.
Na década de 1990, uma imagem específica tinha começado a surgir em modelos computacionais. Meio segundo depois o núcleo de um enorme colapso de estrelas, um vendaval de neutrinos flui para fora, continuando por até um minuto. Alguns desses ventos iriam explodir núcleos de ferro que poderiam servir como sementes, junto com lotes e lotes de nêutrons.
"Essa era a esperança", disse Thomas Janka, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, Alemanha. "Este foi, eu diria, o mais interessante e mais promissor local para formar os elementos do processo-r há quase 20 anos." E a explicação ainda tem seus adeptos. "Se você abrir um livro, ele vai dizer que o processo-r é feito por explosões de supernovas", disse Enrico Ramirez-Ruiz , um astrofísico da Universidade da Califórnia, Santa Cruz.
Mas, como modelos de supernovas tem mais e mais sofisticações, a situação ficou pior, não melhor. As temperaturas dos ventos de neutrino não parecem ser altas o suficiente. O vento também pode ser muito lento, permitindo que os núcleos de sementes se formem tão abundantemente que não iriam encontrar nêutrons suficientes para construir elementos pesados em todo o caminho até o urânio. E os neutrinos também poderiam converter nêutrons de volta para prótons - o que significa que pode até não precisar de tantos nêutrons para o processo.
Isso deixou os teóricos voltados para um dos pontos fortes do modelo de supernova. Supernovas tornam-se estrelas de nêutrons, que parecem indispensáveis para o processo.
"Elas são fantásticos para este tipo de nucleossíntese", disse Stephan Rosswog na Universidade de Estocolmo. "Você começa com essa quantidade gigantesca de nêutrons que não têm em nenhum outro lugar do universo." Mas uma estrela de nêutrons também tem um forte campo gravitacional, disse ele. "A questão é que, bem, como você pode convencer a estrela de nêutrons a ejetar alguma coisa?"
Uma maneira de se abrir uma estrela de nêutrons seria usar a mesma explosão que deu origem a ela. Isso não parece funcionar. Mas e se você voltar mais tarde e rachá-la novamente?
A história das estrelas de nêutrons
Em 1974, os astrônomos de rádio encontraram o primeiro sistema de estrelas de nêutrons binárias. Com cada órbita, o par foi perdendo energia, o que implica que um dia elas iriam colidir. No mesmo ano, os astrofísicos James Lattimer e David Schramm modelaram o que aconteceria em tal situação - não especificamente o choque de duas estrelas de nêutrons, uma vez que era muito complicado para calcular no momento, mas a fusão semelhante de uma estrela de nêutrons e um buraco negro.
Enquanto explosões de supernova podem brilhar mais brevemente as galáxias inteiras que as acolhem, estrelas de nêutrons são extremamente difíceis de ver. A supernova que produziu a Nebulosa do Caranguejo foi observada por muitas culturas diferentes no ano de 1054; a estrela de nêutrons que deixou para trás não foi detectada até 1968. A fusão de duas estrelas de nêutrons seria ainda mais difícil de encontrar e compreender. Mas, embora ninguém nunca tenha visto uma, este tipo de evento exótico poderia ser responsável pelos elementos do processo-r, disseram Lattimer e Schramm.
Imagine duas estrelas de nêutrons se aproximando seu abraço final. Nas últimos órbitas em torno de si antes de se juntarem em uma estrela de nêutrons maior ou um buraco negro, o par está assolado por enormes marés gravitacionais. A colisão ejeta uma enorme quantidade de material.
"É como se você apertasse um tubo de pasta de dente, o material vem voando para fora da extremidade", disse Brian Metzger, astrofísico teórico da Universidade de Columbia. Por trás de cada estrela de nêutrons se estende uma cauda, com talvez 10 nêutrons a cada próton, todos aquecidos a milhões de graus. Núcleos pesados formam-se em cerca de um segundo. Como eles têm tantos nêutrons extras são instáveis, eles são radioativos. Eles brilham, eventualmente, deteriorando coisas como ouro e platina.
Pelo menos, é assim que funciona em simulações.
Fusões de supernovas e estrelas de nêutrons são ambas capazes de fazer fazer elementos do processo-r. Mas há uma grande diferença em quanto cada uma dessas opções pode fazer. Supernovas produzem talvez o valor da nossa lua de ouro. Fusões estrelas de neutrões, pelo contrário, fazem cerca de uma massa de Júpiter de ouro - milhares de vezes mais do que em uma supernova - mas acontecem muito menos frequentemente. Isso permite que os astrônomos pesquisem a distribuição de elementos do processo-r como uma forma de rastrear suas origens.
"Pense nos elementos do processo -r como o chocolate", disse Ramirez-Ruiz. Um universo enriquecido por elementos do processo-r - predominantemente em supernovas - seria como um cookie com uma camada fina, uniformemente distribuída de chocolate. Por outro lado, "fusões de estrelas de nêutrons são como biscoitos de chocolate", disse ele. "Todo o chocolate, ou o processo-r, é concentrado."
Uma forma de avaliar a distribuição e taxa de eventos de processo-r é olhar para os seus subprodutos na Terra. Muito tempo depois de supernovas iluminarem a Via Láctea, os núcleos podem se aglutinar em grãos de poeira interestelar, passando pelos campos magnéticos solares e terrestres, e caindo para a Terra, onde eles poderão ser preservados no fundo do oceano. Um artigo de 2016 no Nature que observou o ferro-60 radioativo na crosta de águas profundas, encontrou vestígios de várias supernovas próximas nos últimos 10 milhões de anos. No entanto, essas supernovas não pareceram corresponder com elementos do processo-r. Quando a mesma equipe observou amostras de plutônio 244 na crosta do fundo do mar, uma tipo instável de produto do processo-r que decai com o tempo, eles encontraram poucas evidências. "Seja qual for o local que está criando esses elementos mais pesados, ele não é muito frequente em nossa galáxia", disse Metzger.
Nem todos concordam com essa conclusão. Outra equipe, liderada por Shawn Bishop na Universidade Técnica de Munique, ainda espera encontrar plutônio radioativo na Terra, oriundo de supernovas recentes. Em um trabalho em andamento, sua equipe está à procura de indícios de elementos do processo-r em sedimentos que contêm microfósseis: os minúsculos restos de bactérias que levam em metais de seu ambiente para fazer cristais magnéticos.
Os astrônomos também podem observar para a evidências de um cookie de chocolate cósmico mais distante. O elemento de processo-r, európio, tem uma forte linha espectral, permitindo que os astrônomos observem-no nas atmosferas de estrelas. Entre as velhas estrelas que se encontram no halo da Via Láctea, observou assinaturas de processo-r que foram fracassadas ou tiveram sucesso. "Nós podemos encontrar duas estrelas muito semelhantes, por exemplo, que tem o mesmo teor de ferro", disse Ramirez-Ruiz. "Mas európio que elas contêm, que tem a assinatura para o processo-r, pode alterar-se por duas ordens de magnitude." Por isso, o universo está parecendo mais com gotas de chocolate do que o glacê de chocolate, argumenta Ramirez-Ruiz.
Astrônomos descobriram um exemplo ainda mais limpo. Muitas galáxias anãs experimentam apenas uma breve explosão de atividade antes de se estabilizarem. Isso dá-lhes uma janela estreita para que um evento de processo-r ocorra ou não. E até 2016, nenhuma estrela em uma galáxia anã qualquer parecia ser enriquecido com elementos do processo-r.
Isso é o motivo pelo qual ligação telefônica do MIT recebida por Frebel ter sido tão surpreendente. Seu estudante Alex Ji já tinha observado estrelas em uma galáxia anã chamada Reticulum II. "Ele me ligou às duas da manhã e disse 'Anna, eu acho que há um problema com o espectrógrafo'. "Uma estrela em particular parecia ter uma forte linha de európio. "Eu fiz essa piada. Eu disse, 'Bem, Alex, talvez você encontrou uma galáxia de processo-r", disse Frebel. Ele realmente tinha. Retículo II tem sete estrelas enriquecidas com elementos do processo-r, todos implicando um único evento raro.
Tabela periódica dos elementos. Em vermelho, os átomos feitos a partir do processo-r. Lucy Reading-Ikkanda / Quanta Magazine
Novos tipos de Supernovas
Para os defensores do modelo da fusão de estrelas de nêutrons, tudo isso se encaixa muito bem. Fusões de estrela de nêutrons são naturalmente raras. Ao contrário de uma única estrela massiva em colapso se tornar supernova, elas exigem duas estrelas de nêutrons para se formar, para estar em uma órbita binária, e mesclar-se talvez cem milhões de anos mais tarde. Mas os críticos também apontam que elas podem ser muito raras.
Em nossa galáxia, fusões de estrelas de nêutrons podem acontecer tão raramente quanto uma vez a cada cem milhões de anos, ou tão frequentemente quanto uma vez a cada 10 mil anos - taxas que diferem por um fator de 10.000. "A única coisa que me chocou é: As pessoas que estavam dizendo que fusões estrelas de nêutrons estão explicando o processo-r também estavam tornando esta taxa mais elevada", disse Christopher Fryer, astrofísico Los Alamos National Laboratory.
Quando Fryer e seus colegas usaram estimativas mais moderadas sobre a frequência de ocorrência de fusões de estrelas de nêutrons e quanto de material do processo-r se deu, eles descobriram que as fusões estrela de nêutrons podem explicar apenas 1 por cento dos elementos de processo-r observadas no universo. E se a taxa verdadeira fica no extremo menor, eles poderiam contribuir cem vezes menos novamente. "Mais pessoas estão voltando para "Huh, quais outras fontes de processo-r podemos ter? ", Disse Fryer.
É aí onde as supernovas podem surgir novamente. Se, talvez, 1 por cento das supernovas de colapso de núcleo comportam-se de maneira diferente do que as simulações padrão prevêem, eles também podem ser capazes de produzir quantidades consideráveis de elementos do processo-r em um padrão de chocolate. Uma maneira de salvar uma explosão de supernova é se uma estrela explode com enormes jatos magneticamente movidos em vez de neutrinos, argumenta Nobuya Nishimura, um astrofísico da Universidade de Keele, na Inglaterra, e seus colegas em um artigo recente. Isso criaria uma rápida explosão de matéria rica em nêutrons, permitindo sementes de núcleos crescerem em pelo menos alguns dos elementos do processo-r. "Você não precisa ficar uma eternidade lá", disse Fryer. "Você só precisa ficar [na região] por 100 milissegundos."
A resposta, muitos astrônomos acreditam, vai acabar sendo algum tipo de compromisso. Essa mudança já pode estar acontecendo. "O processo-r não é realmente o processo-r", disse Frebel. Talvez ele pode ser quebrado ao meio, a medida que os elementos "fracos" do processo-r mais leves do que o bário - provenientes de supernovas- e os mais pesados, como ouro - provenientes de colisões estrela de nêutrons.
Escutando o barulho
E há mais um cavalo negro ainda à espreita: a fusão de uma estrela de nêutrons e um buraco negro, no qual Lattimer e Schramm tinham inicialmente considerado. A estrela de nêutrons no par ainda ejetam material, assim como antes. Mas a taxa desses eventos é ainda mais confusa. "Talvez até mesmo eles são os elementos dominantes produzidos no processo-r", disse Janka. "Nós não sabemos. Precisamos de melhores dados."
Esses dados podem já estar a caminho. As últimos órbitas de uma fusão estrelas de nêutrons ou de uma fusão entre uma estrela de nêutrons e um túnel do buraco negro que arrasta tanto o espaço-tempo que as ondas gravitacionais rugem para fora do sistema. O LIGO (Observatório Gravitational-Wave Laser Interferometer), que já conseguiu "ouvir" uma fusão de buracos negros, está se aproximando de uma sensibilidade que deve deixá-lo começar a capturar fusões de estrela de nêutrons em galáxias distantes. Uma vez que a LIGO atinge a sua sensibilidade completa, uma não-detecção poderia significar a ruína para os modelos de fusão de estrelas de nêutrons. "Se eles ainda não encontraram algo, haverá um momento em que Enrico [Ramirez-Ruiz] e Brian [Metzger], deverão saber, e voltar para o conselho", disse Selma de Mink, uma astrofísica da University of Amsterdam.
O sonho, porém, é ir além para fazer inferências sobre eventos de processo-r e observar um realmente em ação. Duas equipes já podem ter feito isso. Em 2013, o satélite Swift pegou uma explosão de raios gama curta: um tipo de evento também atribuída a colisão de estrelas de nêutrons. Outros telescópios também estão fazendo trabalhos semelhantes.
Nas simulações, uma assinatura de observação chamada de kilonova segue fusões de neutrões estrelas. Os núcleos radioativos feitos através da disseminação e brilho do processo-r, fazendo com que o sistema aceleram o brilho por cerca de uma semana antes de começar a desaparecer. E esses elementos são tão opacos que apenas a luz vermelha pode penetrar lá. O evento de 2013 combinava ambos as previsões, mas foi tão longe que era difícil interpretar completamente. "Não é convincente, mas é sugestivo", disse Metzger.
Muitos dos astrônomos que fizeram essa descoberta agora fazem parte das equipes na esperança de encontrar uma kilonova mais de perto, de forma mais definitiva. Isso implica o ataque súbito em um sinal da LIGO de fusão de estrelas de nêutrons e rapidamente encontrar a sua fonte no céu com telescópios mais tradicionais - talvez até mesmo medir o seu espectro de luz usando algo parecido com o próximo telescópio espacial James Webb. Ao fazê-lo, pode ser possível ver uma nuvem de elementos recém-nascidos processo-r ou para inferir algo de sua ausência. "O mundo de explosões de raios gama nos treinou muito bem", disse Wen-fai Fong, da Universidade do Arizona. "É definitivamente como uma corrida. Quão rapidamente você pode reagir? "
Traduzido e adaptado de Quanta Magazine
Sabemos que existem estrelas vermelhas, estrelas azuis e as estrelas amarelas/brancas como o nosso Sol, mas há estrelas verdes? O que seria necessário para fazer com que uma estrela seja verde?
Como você provavelmente sabe, a cor de uma estrela depende da temperatura da sua superfície. As estrelas mais frias são vermelhas, e tem uma temperatura de superfície inferior a 3500 Kelvin. As estrelas mais quentes são azuis e têm temperaturas acima de 12.000 Kelvin. Nosso próprio Sol emite uma luz quase exclusivamente branca, e mede 6.800 Kelvin.
Tabela 1: classificação estelar. Clique para imagem maior.
Tabela 1: classificação estelar. Clique para imagem maior.
As estrelas podem emitem luz de todos os pontos do espectr: infravermelho, vermelho, laranja, amarelo, verde, azul, índigo, violeta e ultravioleta. Os astrônomos medem a curva de luz dos fótons que saem de uma estrela. Em outras palavras, essa é a razão de fótons fluem da estrela em todas as partes do espectro:
- Classe O – Azul – Estas são estrelas muito quentes, com temperaturas superficiais superiores a 30.000 K.
- Classe B – Entre o azul e o branco – Neste grupo as temperaturas situam-se entre os 30.000 K e os 10.000 K.
- Classe A – Branco – As temperaturas situam-se entre os 10.000 K a 7.500 K.
- Classe F – Entre branco e amarelo – Estas estrelas possuem entre os 7.500 K a 6.000 K.
- Classe G – Amarelo – Temperaturas entre 6.000 K a 5.000 K. Dentro desta classe inclui-se o nosso Sol.
- Classe K – Cor de laranja – Neste grupo de estrelas as temperaturas situam-se entre os 5.000 K e os 3.500 K.
- Classe M – Vermelho – As estrelas desta classe são as mais frias, com temperaturas superficiais abaixo dos 3.500 K.
Cores convencionais/cores aparentes
As cores convencionais são tradicionais em astronomia, e representam as cores relativas à cor média de uma estrela de classe A, que é considerada branco. As cores aparentes são o que o observador veria se estivesse tentando descrever as estrelas sob um céu escuro, sem auxílio para o olho, ou com binóculos.
O próprio Sol é branco, embora às vezes é chamado uma estrela amarela. Esta é uma consequência natural da evolução dos sentidos óticos humanos: a curva de resposta que maximiza a eficiência global contra a iluminação solar, por definição, percebe o Sol como branco, embora haja alguma variação subjetiva entre os observadores.
A descrição da cor convencional descreve apenas o pico do espectro estelar. No entanto, as cores aparentes reais que o olho vê são mais leves do que as descrições de cores convencionais em astronomia.
Uma estrela emite energia em todos os comprimentos de onda, mas não com a mesma intensidade. Existe um pico de sua radiância para cada temperatura. Uma quantidade de energia que vai determinar a cor predominante da estrela.
Uma estrela emite energia em todos os comprimentos de onda, mas não com a mesma intensidade.
Construindo uma estrela verde
O problema é que estrelas como o nosso Sol arrematam fótons em tantas cores que tudo parece branco a partir de nossa perspectiva.
Se quisermos 'criar' uma estrela verde, precisaríamos ter uma curva de luz que atinge o pico no verde e que não emita luz em muitas outras cores. E não há quaisquer estrelas que podem fazer isso. Se você criar a mais quente estrela, ele só ficará mais azul. E se você fizer uma estrela muito fria, ela se torna laranja e, em seguida, mais vermelha. Não há nenhuma maneira de ter uma curva de luz que faça uma estrela parece verde.
Então, não, não há estrelas verdes.
Há, no entanto, outros objetos no espaço parecem verdes. Estes emitem fótons suficientes no espectro verde para oprimir as outras cores. Mas não há muitos objetos desse tipo lá fora.
Referências:
http://www.astronomy.ohio-state.edu/~ryden/ast162_2/notes8.html
http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2008/07/29/why-are-there-no- green-estrelas /
Costa, J. R. V. As cores das estrelas. Astronomia no Zênite, set 2005. Disponível em: http://www.zenite.nu/as-cores-das-estrelas/
http://www.universetoday.com/25152/are-there-green-stars/
Os buracos negros estão entre os objetos mais misteriosos do Universo. Mas eles têm uma coisa em comum - a maioria dos buracos negros que encontramos caem em duas categorias: pequenos (buracos negros estelares com a massa algumas vezes maiores do que o nosso Sol); ou buracos negros supermassivos (que pesam o equivalente a trilhões de sóis).
Mas os pesquisadores acabam de anunciar mais uma evidência de um novo tipo de buraco negro, chamado de "buraco negro de massa intermediária", pesando moderados 2.200 sóis, e escondido em um denso aglomerado de estrelas.
Os pesquisadores haviam previsto anteriormente que esses buracos negros de massa intermediária (BNMI), pesando entre 100 a 10.000 sóis, poderiam existir em nosso Universo.
Mas os astrônomos poucas vezes viram candidatos a BNMI, por isso esta nova observação é muito emocionante.
Acredita-se que os buracos negros de médio porte contêm algumas pistas importantes sobre como os buracos negros supermassivos que vemos nos centros de galáxias hoje acabaram ficando tão grandes - algo que não pode ser facilmente explicado pela nossa compreensão atual da física.
"Queremos encontrar buracos negros de massa intermediária, porque eles são o elo perdido entre buracos negros de massa estelar e os supermassivos", disse o pesquisador Bulent Kiziltan do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica.
"Eles podem ser as sementes primordiais que se transformaram nos monstros que vemos hoje nos centros de galáxias."
O novo buraco negro de massa intermediária foi flagrado escondido no centro do aglomerado globular de estrelas conhecido como 47 Tucanae.
47 Tucanae está localizado a apenas 13.000 anos-luz da Terra - relativamente próximo, em termos espaciais - e contém a constelação do sul Tucanae, o tucano.
O aglomerado estelar contém milhares de estrelas, e cerca de duas dúzias de pulsares, em uma esfera de apenas 120 anos-luz de diâmetro, e os pesquisadores têm procurado por sinais de um buraco negro em seu centro.
Pensa-se que os buracos negros se formam quando estrelas colapsam-se no final de suas vidas, assim com tantas estrelas amontoadas em um espaço ultra denso.
Mas, detectar um buraco negro em um aglomerado globular é mais difícil do que parece, porque os buracos negros têm uma gravidade tão intensa que eles sugam a matéria sem permitir que qualquer luz visível escape - daí o nome "negro".
Normalmente, os astrônomos detectam buracos negros, observando os raios-X que atiram-se para fora do disco quente de material que envolve os buracos negros.
Mas o método só funciona quando os buracos negros estão se alimentando ativamente com o gás nas proximidades. Uma vez que o centro de 47 Tucanae está livre de gás, qualquer buraco negro em seu centro morreria efetivamente de fome, fazendo com que o buraco negro permaneça oculto.
Outra estratégia seria a de detectar o buraco negro devido à sua influência sobre estrelas próximas - foi assim que conseguimos detectar o buraco negro no centro da nossa galáxia -, mas como 47 Tucanae é tão denso, isso não funcionaria.
"Buracos negros de massa intermediária tem sido caçados [em aglomerados globulares] por muitas décadas", disse Kiziltan ao Space.com. "Mas nós não temos sido capazes de encontrar um de forma conclusiva."
No novo estudo, a equipe teve duas abordagens diferentes para finalmente confirmar o BNMI. Em primeiro lugar, eles monitoraram o movimento global de estrelas em todo o aglomerado, em vez de apenas olhar para um ou dois.
A equipe observou que algo denso estava agindo como um 'colher' cósmica que mexia a panela de estrelas, causando nelas um efeito estilingue, aumentando suas velocidades e distâncias. A explicação mais provável para esta atividade seria um buraco negro.
Eles apoiaram-se nestas observações, olhando para os pulsares dentro do aglomerado de estrelas - pulsares são restos de estrelas mortas (geralmente estrelas de nêutrons) que enviam explosões brilhantes de sinais de rádio.
Os pulsares em 47 Tucanae também entraram na dança cósmica - algo que não pode ser explicado a menos que houvesse um buraco negro no meio deles.
Usando modelos de computador, eles foram capazes de calcular que o aglomerado estelar globular deve conter um buraco negro de massa intermediária no seu interior.
Combinadas, as evidências sugerem a presença de um BNMI pesando cerca de 2.200 massas solares - tendo em conta a margem de erro, o intervalo superior de seus cálculos sugerem que poderia ter até 3.700 massas solares, e não seria tão massivo quanto 1.400 massas solares.
Todos esses números colocá-lo de forma segura dentro dos critérios de um BNMI.
Os pesquisadores vão continuar a estudar este novo tipo de buraco negro para obter alguns insights sobre como ele funciona. Mas eles acreditam que a técnica poderia ser usada para encontrar mais BNMIs no Universo - dado o tempo que este buraco negro escapou detecção, a equipe sugere que muitos outros aglomerados globulares poderiam estar escondendo esses devoradores estelares.
Quanto mais descobrimos, mais próximo chegaremos a compreender como os buracos negros supermassivos vieram a existir - e esperamos resolver alguns dos outros mistérios que cercam a forma com que os buracos negros funcionam.
A pesquisa foi publicada na Nature.
Traduzido e adaptado de Science Alert
Traduzido e adaptado de Science Alert
Estrelas de nêutrons têm ganhado sua quota de superlativos desde a sua descoberta em 1967.
A medida que uma estrela massiva morre, expulsando a maior parte de suas entranhas através do universo em uma explosão de supernova, o seu coração de ferro, o núcleo da estrela, entra em colapso para criar a forma mais densa de matéria observável no universo: uma estrela de nêutrons.
A estrela de nêutrons é basicamente um núcleo gigante, diz Mark Alford, professor da Universidade de Washington.
"Imagine uma pequena pastilha de chumbo com doces de algodão em torno dele", diz Alford. "Isso é um átomo. Toda a massa está na pequena pastilha de chumbo no meio, e há essa grande nuvem de elétrons em torno dele, como algodão doce."
Nessas estrelas de nêutrons, os átomos entraram em colapso. As nuvens de elétrons foram sugadas, e toda a coisa torna-se uma única entidade com elétrons correndo lado a lado com prótons e nêutrons em um gás ou fluido.
Estrelas de nêutrons são muito pequenas, tanto quanto objetos estelares são. Embora os cientistas ainda estejam trabalhando na fixação exata de seu diâmetro, eles estimam que elas tem algo em torno de 12 a 17 milhas, quase o comprimento de Manhattan. Apesar disso, elas têm cerca de 1,5 vezes a massa do nosso Sol.
Se uma estrela de nêutrons fosse mais denso, elA entraria em colapso em um buraco negro e desaparecia, diz Alford.
Esses objetos extremos oferecem casos de teste intrigantes que poderiam ajudar os físicos a compreender as forças fundamentais, a relatividade geral e início do universo. Aqui estão alguns fatos fascinantes para deixá-lo por dentro do tema:
Ilustração por Corinne Mucha
1. Nos primeiros segundos após uma estrela começar a sua transformação em uma estrela de nêutrons, a energia liberada na forma de neutrinos é igual à quantidade total de luz emitida por todas as estrelas no universo observável.
A matéria comum contém aproximadamente o mesmo número de prótons e nêutrons. Mas a maioria dos prótons em uma estrela de nêutrons são convertidos em nêutrons - estrelas de nêutrons são compostas de aproximadamente 95 por cento de nêutrons. Quando prótons convertem-se em nêutrons, eles liberam partículas onipresentes chamadas neutrinos.
Estrelas de nêutrons são feitas em explosões de supernovas que são fábricas de neutrinos gigantes. A supernova irradia 10 vezes mais neutrinos do que há partículas, prótons, nêutrons e elétrons no Sol.
Ilustração por Corinne Mucha
2. Tem sido especulado que, se houvesse vida em estrelas de nêutrons, ela seria bidimensional.
Estrelas de nêutrons têm alguns dos mais fortes campos gravitacionais e magnéticos no universo. A gravidade é forte o suficiente para achatar quase qualquer coisa na superfície. Os campos magnéticos de estrelas de nêutrons pode ter um bilhão de vezes a um trilhão de vezes o campo magnético na superfície da Terra.
"Tudo nas estrelas de nêutrons é extremo", disse James Lattimer, professor da Stony Brook University.
Como essas estrelas são tão densas, elas fornecem o teste perfeito para a força forte, permitindo aos cientistas sondarem a forma como os quarks e glúons interagem sob estas condições. Muitas teorias preveem que o núcleo de uma estrela de nêutrons comprime prótons e nêutrons, liberando os quarks - partículas nas quais eles são constituídos. Cientistas criaram uma versão mais quente desta liberação de "matéria quark" no Colisor Relativístico de Íons Pesados e no Large Hadron Collider.
A gravidade intensa de estrelas de nêutrons exige que os cientistas usem a teoria da relatividade geral para descrever as propriedades físicas das estrelas de nêutrons. Na verdade, as medições das estrelas de nêutrons nos dão alguns dos testes mais precisos da relatividade geral que temos atualmente.
Apesar de suas densidades incríveis e extrema gravidade, estrelas de nêutrons ainda conseguem manter uma quantidade surpreendente de estrutura interna, crostas, oceanos e atmosferas. "Eles são uma mistura estranha de algo com tem a massa de uma estrela com algumas das outras propriedades de um planeta", diz Chuck Horowitz, professor da Universidade de Indiana.
Mas enquanto aqui na Terra estamos habituados a ter uma atmosfera que se estende centenas de milhas para o céu, a gravidade de uma estrela de nêutrons é tão extrema, sua atmosfera pode esticar-se a apenas um pé de altura.
Ilustração por Corinne Mucha
3. A estrela de nêutrons mais rápida conhecida gira cerca de 700 vezes por segundo.
Os cientistas acreditam que a maioria das estrelas de nêutrons seja atualmente ou já foram pulsares, estrelas que cospem feixes de ondas de rádio enquanto giram rapidamente. Se um pulsar é apontado para o nosso planeta, vemos estes feixes varrerem a Terra como a luz de um farol.
Os cientistas observaram pela primeira vez as estrelas de nêutrons em 1967, quando um estudante de graduação chamado Jocelyn Bell notou pulsos de rádio repetidos que chegaram de um pulsar fora do nosso sistema solar. (O Prêmio Nobel de Física de 1974 foi para o seu orientador de doutorado, Anthony Hewish, pela descoberta.)
Pulsares podem girar entre dezenas a centenas de vezes por segundo. Se você estivesse no equador do pulsar mais rápido conhecido, a velocidade de rotação seria de cerca de 1/10 da velocidade da luz.
O Prêmio Nobel de 1993 em Física foi para os cientistas que mediram a taxa na qual um par de estrelas de nêutrons que orbitam entre si mesmas em espiral conjunta, devido à emissão de radiação gravitacional, um fenômeno previsto pela teoria da relatividade geral de Albert Einstein.
Cientistas do Gravitational-Wave Observatory Laser Interferometer, ou LIGO, anunciaram em 2016 que haviam detectado diretamente ondas gravitacionais, pela primeira vez. No futuro, poderá ser possível usar pulsares como versões gigantes do experimento LIGO, tentando detectar as pequenas mudanças na distância entre os pulsares e Terra quando uma onda gravitacional passa.
Ilustração pelo Sandbox Studio, Chicago
4. O tipo errado de estrela de nêutrons pode causar estragos na Terra.
Estrelas de nêutrons podem ser perigosas por causa de seus fortes campos. Se uma estrela de nêutrons entrar no nosso sistema solar, ela poderia causar o caos, jogando fora as órbitas dos planetas e, se chegou perto o suficiente, serão capazes de aumentar as marés que rasgariam o planeta.
Mas a estrela de nêutrons mais próxima conhecida está a cerca de 500 anos-luz de distância. E considerando que a Proxima Centauri, a estrela mais próxima da Terra tem um pouco mais de 4 anos-luz de distância, não tem qualquer influência em nosso planeta, é improvável que sentiremos estes efeitos catastróficos.
Provavelmente ainda mais perigoso seria a radiação do campo magnético de uma estrela de nêutrons. Magnetares são estrelas de nêutrons com campos magnéticos mil vezes mais fortes do que os campos extremamente fortes de pulsares "normais". Rearranjos súbitos destes campos podem produzir erupções como as erupções solares, porém muito mais poderosas.
Em 27 de dezembro de 2004, cientistas observaram uma explosão de raios-gama gigante no Magnetar SGR 1806-20, estimada em cerca de 50.000 anos-luz de distância. Em 0,2 segundos, a chama irradiou tanta energia quanto o Sol produziu em 300.000 anos. O alargamento saturou muitos detectores de naves espaciais e produziu distúrbios detectáveis na ionosfera da Terra.
Felizmente, não temos conhecimento de quaisquer magnetares próximos poderosos o suficiente para causar qualquer dano.
Ilustração por Corinne Mucha
5. Apesar dos extremos de estrelas de nêutrons, os pesquisadores ainda têm maneiras de estudá-los.
Há muitas coisas que não sabemos sobre estrelas de nêutrons -incluindo quantas delas existem, diz Horowitz. "Sabemos que existem cerca de 2000 estrelas de nêutrons em nossa própria galáxia, mas esperamos que haja mais bilhões. Assim, a maioria das estrelas de nêutrons, mesmo em nossa própria galáxia, são completamente desconhecidas."
Muitos telescópios de rádio, raios X e luz óptica são usados para investigar as propriedades das estrelas de nêutrons. A próxima missão da NASA, a Neutron Star Interior Composition ExploreR (NICER) que está programada para anexar-se ao lado da Estação Espacial Internacional em 2017, é uma missão dedicada a aprender mais sobre esses objetos extremas. NICER vai observar raios-X vindos de estrelas de nêutrons em rotação para tentar depurar com mais precisão a massa e o raio desses objetos.
Nós também poderíamos estudar as estrelas de nêutrons através da detecção de ondas gravitacionais. Cientistas do LIGO esperam detectar ondas gravitacionais produzidas pela fusão de duas estrelas de nêutrons. Estudar essas ondas gravitacionais pode indicar aos cientistas às propriedades da matéria extremamente densa nas quais as estrelas de nêutrons são feitas.
Estudar estrelas de nêutrons pode nos ajudar a descobrir a origem dos elementos químicos pesados, incluindo ouro e platina, em nosso universo. Há uma possibilidade de que, quando as estrelas de nêutrons colidem, nem tudo seja engolido em uma estrela de nêutrons mais massiva ou um buraco negro, mas em vez disso, uma fração é arremessada para fora e forma estes núcleos pesados.
"Se você não quiser esperar o século 24 ou 25, estudar as estrelas de nêutrons é uma maneira de observar as condições que não podemos produzir em laboratórios na Terra.", diz Roger Romani, professor da Universidade de Stanford.
Traduzido e adaptado de Symmetry Magazine
Somos feitos de poeira das estrelas
Aqui está algo para se pensar: o ser humano adulto médio é composto de 7.000.000.000.000.000.000.000.000.000 (7 Octilhões) de átomos, e a maioria deles são hidrogênio - o elemento mais comum no universo, produzido pelo Big Bang 13,8 bilhões de anos atrás.
O restante desses átomos foram forjados por antigas estrelas que se fundiram e explodiram bilhões de anos após a formação do Universo, e uma pequena quantidade pode ser atribuído aos raios cósmicos - radiação de alta energia que se origina de algum lugar fora do Sistema Solar.
Como o astrônomo Carl Sagan disse uma vez em um episódio de Cosmos , "O nitrogênio em nosso DNA, o cálcio em nossos dentes, o ferro em nosso sangue, o carbono em nossas tortas de maçã foram feitas no interior de estrelas em colapso. Somos feitos de poeira das estrelas."
Para lhe dar uma ideia melhor de onde os ingredientes de cada humano vivo veio, Jennifer A. Johnson, um astrônomo da Universidade do Estado de Ohio, criou esta nova tabela periódica que coloca todos os elementos de acordo com a sua origem:
Para manter as coisas relevantes para o corpo humano, Johnson explica que ele cortou um certo número de elementos de secção inferior.
"Tc, Pm, e os elementos além U não tem isótopos de vida longa ou estáveis. Eu ignorei os elementos além do U neste enredo, mas não incluir Tc e Pm parecia estranho, então eu incluí-os em cinza," Johnson explica em seu blog com o Sloan digital Sky Survey.
A nova tabela periódica tem por base o trabalho que Johnson e seu colega, o astrônomo Inese Ivans da Universidade de Utah, fizeram em 2008 - um projeto nascido de medidas iguais de frustração e procrastinação.
Como você pode ver a partir da versão original, ele foi limpa-lo um pouco desde então:
"Isto é o que acontece quando você dá a dois astrônomos - que estão cansados de lembrar a todos sobre os elementos e seus processos [em] uma tabela periódica - um conjunto de lápis marcadores, e tempo, quando na verdade eles deveriam estar vendo palestras", Johnson admite.
A tabela periódica funciona através da identificação das seis fontes de elementos em nossos corpos, e organiza-os nos processos no universo que podem dar origem a novos átomos: fusão do Big Bang; fissão de raios cósmicos; fusão de estrelas de nêutrons; explosão de estrelas massivas; morte de estrelas de baixa massa; e explosões de anãs branca.
A forma como as cores correspondentes preenchem as caixas dos elementos mostram aproximadamente a quantidade desse elemento e o resultado de vários eventos cósmicos.
Então você pode ver que elementos como o oxigênio (O), magnésio (Mg) e sódio (Na), resultam de explosões gigantescas de estrelas massivas chamadas supernovas, que ocorrem no final da vida de uma estrela, quando ela fica sem combustível ou acumula muita matéria.
A quantidade incrível de energia e nêutrons que ela libera permite que os elementos sejam produzidos - um processo conhecido como nucleossíntese - e distribuídos por todo o Universo.
Velhos favoritos como o carbono (C) e nitrogênio (N), por outro lado, existem principalmente graças a estrelas de pequena massa que terminam suas vidas como anãs brancas.
Estranhos elementos como boro (B) e berílio (Be), e alguns isótopos de lítio (Li) são únicos em suas origens, porque eles são o resultado de partículas de alta energia chamadas raios cósmicos que viajam através de nossa galáxia, quase à velocidade de luz.
A maioria dos raios cósmicos são originários de fora do Sistema Solar, e às vezes até da Via Láctea, e quando eles colidem com certos átomos, eles dão origem a novos elementos.
Curiosamente, o lítio é parte da razão pela qual Johnson decidiu distribuir essa nova tabela periódica. Há uma versão similar na Wikipedia:
Mas, como Johnson explica, a versão da Wikipedia não é clara em alguns lugares, e está simplesmente errada em outros.
Ela diz que as "grandes estrelas" e "pequenas estrelas" na versão Wikipedia não fazem muito sentido, porque nucleossíntese não tem nada a ver com o raio das estrelas, por isso temos de assumir que elas significam "estrelas de alta massa" e "estrelas de pequena massa", respectivamente.
"Estrelas de alta massa acabam com suas vidas (pelo menos por algum tempo) como supernovas com um núcleo colapsado. Estrelas de baixa massa geralmente terminam suas vidas como anãs brancas", diz Johnson.
"Mas, às vezes, as anãs brancas que estão em sistemas binários com outra estrela obtém massa suficiente da companheiro para se tornar-se instável e explodir como as chamados supernovas de tipo Ia. O termo 'supernova' no gráfico Wikipedia não é claro quanto a isso. "
Há também o problema do lítio:
"A informação do Li é incorreta. [O isótopo] (Li 6) é realmente feito por raios cósmicos que atingem outros núcleos e quebra-os. Mas a maior parte do isótopo mais comum (o Li 7) é sem dúvida feita em estrelas de baixa massa e vomitadas para o Universo a medida que a estrela morre. Outra parte do Li 7 também foi feito no Big bang, e uma pequena fração pela fissão dos raios cósmicos".
Acesse o blog de Johnson para ver uma versão de maior resolução da tabela periódica, e se precisar de uma versão em cores frias mais amigáveis, ela também tem uma disponível:
Traduzido e adaptado de Science Alert
Uma explosão incrivelmente luminosa que os astrônomos tinham anteriormente classificado como possivelmente a supernova mais brilhante na verdade pode ter sido causada pela morte explosiva de uma estrela dilacerada por um buraco negro gigante, segundo um novo estudo constata.
Esta ilustração artística descreve uma estrela parecida com o Sol sendo "espaguetificada" por um buraco negro supermassivo, que tem 100 milhões de vezes mais massa do que o Sol da Terra. Um novo estudo descobriu que esta morte pelo buraco negro foi o destino da supernova ultra-brilhante ASASSN-15lh. Crédito: ESA / Hubble, ESO, M. Kornmesser
Recentemente, os cientistas descobriram uma classe muito rara de supernova, conhecida como supernovas super luminosas. Estas explosões são até 100 vezes mais brilhantes do que as outras supernovas, mas representam menos de um milésimo de todas as supernovas.
Em janeiro, os astrônomos analisaram dados da All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) e relataram a descoberta de uma explosão mais de duas vezes mais brilhante quanto qualquer supernova conhecida. A explosão, chamada de ASASSN-15lh, aconteceu cerca de 3,8 bilhões de anos-luz da Terra, no céu, na fronteira das constelações do sul do Indo e Tucana, e emitia cerca de 570 bilhões de vezes mais luz do que o sol faz em seu pico.
Inicialmente, os cientistas classificam ASASSN-15lh como uma supernova super lumiosa - na verdade, a mais luminoso já vista. No entanto, os pesquisadores agora acham que essa explosão pode realmente ter sido a agonia de uma estrela rasgada por um buraco negro supermassivo com até bilhões de vezes a massa do sol.
Um número de fatores sugeriram que ASASSN-15lh não era uma supernova super luminosa. Por exemplo, ocorreu em uma grande galáxia, avermelhada, "em um local onde não deve encontrar supernovas super luminosas, disse o autor do estudo Giorgos Leloudas, astrofísico do Instituto de Ciência Weizmann, em Rehovot, Israel, e do Centro de Cosmologia na Dinamarca. Este tipo de galáxia não tem jovens estrelas massivas que a pesquisa anterior - que indicou as supernovas super lumiosas - sugeriu, disse ele.
Além disso, depois de observar ASASSN-15lh por 10 meses de observações de acompanhamento, Leloudas e seus colegas sugerem que a forma como a explosão evoluiu ao longo do tempo "não é consistente com uma bola de expansão do gás," disse Leloudas. Em vez de arrefecer ao longo do tempo como supernovas supostamente fazer ", este objeto, depois de 100 dias, começou a aquecer de novo, e se hospedou em uma temperatura constante e muito alta por um longo tempo, e continua a fazê-lo", disse ele.
Ilustração artística de um buraco negro supermassivo sendo rodeada por um disco de acreção que contém os restos de uma estrela destruída por forças de maré gravitacionais extremas. Crédito: ESA / Hubble, ESO, M. Kornmesser
Em vez disso, os pesquisadores sugerem que ASASSN-15lh pode ter sido causado por uma estrela desintegrando sob a atração gravitacional de um buraco negro - um chamado evento interrupção das marés. A composição dos elementos vistos na explosão são mais consistentes com uma situação de perturbação das marés de uma estrela de baixa massa do que com uma supernova Superluminous, disse Leloudas.
Além disso, utilizando imagens do Telescópio Espacial Hubble, Leloudas e seus colegas descobriram que ASASSN-15lh ocorreu no centro da sua galáxia. Pesquisas anteriores mostraram que os buracos negros supermassivos residir no centro de grandes galáxias praticamente todos conhecidos. Os investigadores sugerem que o buraco negro supermassivo que pode ter causado essa explosão explosivo variaram de 200 milhões a 3 bilhões de vezes a massa do sol.
Trabalhos anteriores descobriram que o buraco negro supermassivo no centro da galáxia de ASASSN-15lh era tão grande que ela teria engolido um todo estrelas em vez de rasgá-lo distante. Usando novos modelos, Leloudas e seus colegas descobriram que um buraco negro supermassivo rapidamente girando poderia rasgar uma estrela em pedaços, em vez de engolir-lo todo.
Apenas cerca de 10 eventos de interrupção das marés foram descobertos, disseram os pesquisadores. Esta nova descoberta pode demonstrar que "eventos de interrupção das marés mostram uma diversidade muito maior do que o que se sabia antes, e que eles podem alcançar luminosidades extremas", disse Leloudas.
Leloudas advertiu que eles não podem dizer com certeza absoluta que ASASSN-15lh foi um evento interrupção das marés, e que eles não podem explicar cada detalhe do que eles observaram. Ainda assim, "isto é como a ciência avança - agora, as pessoas mais inteligentes podem olhar para os dados que publicamos e chegar a teorias que possam explicar as peças que faltam", disse ele.
Os pesquisadores detalharam suas descobertas online em 12 de dezembro de 2016 na revista Nature Astronomy.
Traduzido e adaptado de Space.com
Um buraco negro chamado XJ1417 + 52 foi encontrado perto da borda da sua galáxia-mãe, conhecida como SDSS J141711.07 + 522.540,8 (ou, GJ1417 + 52 para o short), especificamente em uma região conhecida como a Faixa Estendida de Groth.
Créditos: Raios-X: NASA / CXC / UNH / D.Lin et al; Óptico: NASA / STScI
A maioria das galáxias abrigam um buraco negro supermassivo em seu núcleo, mas, ocasionalmente, alguns desses grandes devoradores cósmicos "fogem" para longe do centro galáctico.
Um desses buracos negros foi recentemente descoberto perto da borda da sua galáxia-mãe, localizada a cerca de 4,5 bilhões de anos-luz da Terra, de acordo com um comunicado da NASA. O buraco negro foi flagrado usando dados do Observatório de Raios-X Chandra da NASA e do observatório de raios-X XMM-Newton da Agência Espacial Europeia (ESA).
O buraco negro, chamado XJ1417+52, é um buraco negro de massa intermediária, na escala de cerca de 100.000 vezes a massa do sol, disse o comunicado. Isto é menor do que buracos negros supermassivos, que são geralmente definidos como aqueles com 100.000 a 10 bilhões de vezes a massa do Sol.
Os buracos negros encontrados vagando longe do centro de suas galáxias-mãe são normalmente pensados para terem sido originados de uma colisão ou fusão entre duas galáxias. XJ1417 + 52 foi encontrado em uma região periférica da sua atual galáxia hospedeira, chamada de Faixa Estendida de Groth.
Usando observações do Telescópio Espacial Hubble, os cientistas disseram que podem ter descoberto como XJ1417 + 52 chegando ao seu local atual. De acordo com a indicação da NASA, os cientistas identificaram uma fonte óptica que "pode estar associada com XJ1417 + 52."
Os resultados, segundo o comunicado, "sugerem que o buraco negro poderia originalmente ter pertencido a uma pequena galáxia que se chocou com a galáxia maior, GJ1417 + 52, despojando mais estrelas da galáxia menor, mas deixando para trás o buraco negro e suas estrelas circunvizinhas no centro da pequena galáxia. Se essa ideia estiver correta, as estrelas circundantes são as que podem ser vistas na imagem do Hubble ".
Observações também revelaram que XJ1417 + 52 é extremamente brilhante para um buraco negro, levando os astrônomos a classificar o objeto como uma "fonte de raios-X hiper-luminosa."
"No seu auge, XJ1417 + 52 é cerca de 10 vezes mais luminoso que a fonte de raios-X mais brilhante já vista para um buraco negro errante," disseram os oficiais da NASA, em um comunicado. "Isto é cerca de 10 vezes mais distante do que o recorde anterior para um buraco negro errante."
As emissões de raios-X de XJ1417 + 52 atingiram um brilho máximo entre 2000 e 2002, disse o comunicado. Neste momento, uma estrela provavelmente passou muito perto do buraco negro e foi engolida. O material da estrela teria formado uma espiral em torno do buraco negro como a água circulando no ralo da pia. Isto teria gerado um movimento e a aceleração teria causado um aumento de temperatura no material estelar, que irradiou raios-X, o que teria causado o pico observado nas emissões de raios-X, de acordo com um estudo publicado 05 de abril no The Astrophysical Journal.
Traduzido e adaptado de Space
Traduzido e adaptado de Space
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