O que é fratura galáctica? Entenda o que pode causá-las e como são encontradas

Um estudo recente divulgado por astrônomos detectou uma descontinuidade em uma estrutura colossal no centro da Via Láctea — uma chamada fratura galáctica.

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Usando dados do Observatório de Raios X Chandra, da NASA, do radiotelescópio sul-africano MeerKAT e do Very Large Array, nos Estados Unidos, os cientistas identificaram uma ruptura em uma estrutura filamentar conhecida como G359.13–0.20. Mas essa seria, de fato, uma quebra no filamento cósmico? 

Uma fissura literal?

Apesar do termo utilizado pelos astrônomos, a fratura galáctica não é uma quebra literal como a de um osso. Trata-se de uma metáfora usada para descrever interrupções ou descontinuidades em grandes estruturas cósmicas.

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Esses filamentos são compostos por campos magnéticos e partículas altamente energéticas e podem ser perturbados por eventos extremos, como a passagem de estrelas de nêutrons em alta velocidade.

Como as fraturas são detectadas?

As fraturas galácticas podem ser identificadas por meio de observações em diferentes comprimentos de onda, especialmente em ondas de rádio e raios X, que permitem enxergar estruturas invisíveis à luz visível.

Além da aparência visual captada pelos radiotelescópios e observatórios de raios X, os astrônomos analisam o comportamento do campo magnético e a emissão energética da região. Assim, conseguem identificar sinais de perturbações causadas por objetos como pulsares ou ondas de choque.

A fratura de G359.13–0.20

Os cientistas acreditam que a descontinuidade no filamento G359.13–0.20 foi causada pelo impacto de um pulsar — uma estrela de nêutrons altamente magnetizada e em rápida rotação — que colidiu com a estrutura a velocidades estimadas entre 1,6 e 3,2 milhões de km/h.

A colisão teria distorcido o campo magnético da estrutura filamentar, criando um rastro de partículas aceleradas, como elétrons e pósitrons — a antimatéria dos elétrons. Essas partículas também seriam responsáveis pela emissão de raios X observada na região.

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