Descoberta primeira estrela verde do Universo

Astrônomos ingleses descobriram, pela primeira vez na história, uma estrela verde. Além disso, eles mostraram que as anãs brancas podem, na verdade, apresentar uma ampla variedade de cores.

© M. Hollands (ilustração de uma estrela verde)

Para a maioria das estrelas, a cor que a gente vê é, na verdade, um guia para sua temperatura: quanto mais quentes, brilham em um tom azulado, passando por brancas, como o nosso Sol, até as mais frias, que brilham em um tom alaranjado. Só que, até pouco tempo atrás, eram essas as cores que sabíamos que uma estrela podia ter, até a pesquisa da Universidade de Warwick, na Inglaterra, que mostrou que anãs brancas podem brilhar em cores como verde, rosa, ciano, amarelo e roxo.

A maioria das estrelas, incluindo a maioria das anãs brancas, comporta-se como "radiadores perfeitos", portanto sua cor é determinada quase que inteiramente pela temperatura. Mas ninguém havia realmente investigado o que mais seria possível para as anãs brancas. 

Segundo os pesquisadores, a chave para as diferentes cores das anãs brancas é a densidade: elas têm uma atmosfera milhões de vezes mais densa que a fotosfera do Sol, por exemplo. Com isso, traços de diferentes elementos acabam ficando ligados a ela, interagindo com o denso plasma de hélio circundante, e absorvem luz em uma gama de cores mais ampla do que absorveriam em densidades mais baixas. Isso altera a cor da estrela, afastando-a do laranja, do branco e do azulado de um radiador perfeito.

Por conta da distância, a cor de nenhuma anã branca pode ser vista, mas os pesquisadores calcularam usando um dado já coletado rotineiramente: o espectro de uma estrela, um tipo de "impressão digital" produzida quando a luz das estrelas é decomposta por comprimento de onda, de forma semelhante a como um prisma divide a luz solar em um arco-íris. Usando esse método, os pesquisadores da Universidade de Warwick descobriram que diferentes anãs brancas podiam ter diferentes cores. Estrelas ricas em carbono são tipicamente rosa ou roxas, enquanto aquelas enriquecidas com detritos de asteroides e cometas fragmentados, remanescentes de antigos sistemas planetários, tendem para o amarelo.

© M. Hollands (estrelas brilhando em diferentes cores)

Anãs brancas mais frias, com atmosferas mistas de hidrogênio e hélio, frequentemente apresentam uma tonalidade ciano ou azul pálida, causada pela colisão de moléculas de hidrogênio com átomos de hélio em suas atmosferas ultra densas. A grande descoberta foi a anã branca WD J1330+6435, que tem uma temperatura aproximada de 4.000 graus Celsius e acumulou material rochoso de seu sistema planetário como cálcio, lítio e sódio, dando a ela uma cor verde amarelada. Os traços de sódio na atmosfera desta anã branca absorvem a parte laranja do espectro, deixando para trás um brilho verde fantasmagórico.

Fonte: University of Warwick

Estruturas nodais em cascata de um remanescente de supernova histórico

Não, isto não é um espetáculo de fogos de artifício.

© Gemini (Pa 30)

Este é o Pa 30, o provável remanescente da supernova histórica testemunhada no ano de 1181, agora captado com detalhes sem precedentes pelo telescópio Gemini Norte, uma das metades do Observatório Internacional Gemini.

Esta imagem foi captada com o Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) e mostra que os inconfundíveis fragmentos ejetados do remanescente, em formato de fogos de artifício, assumem uma estrutura em cascata semelhante a um nó. As observações mostram que os filamentos do remanescente de supernova têm uma estrutura surpreendentemente complexa. Em vez de simples faixas, vemos cadeias de nós brilhantes que se estendem para fora do centro.

A supernova histórica, denominada SN 1181 , é uma das apenas cinco supernovas na Via Láctea que foram observadas da Terra antes da invenção do telescópio. Oito textos distintos mostram que astrônomos chineses, japoneses e árabes observaram a supernova pela primeira vez entre 4 e 6 de agosto de 1181. A supernova permaneceu visível na constelação de Cassiopeia por 185 dias.

De acordo com o que sabemos sobre como as estrelas terminam suas vidas, a explosão colossal teria deixado algum resquício. O sistema Pa 30, composto por uma estrela central azul e uma camada circundante em forma de fogos de artifício, é o principal candidato a ser esse remanescente de supernova. 

A Pa 30 foi descoberta apenas em 2013 por meio de uma campanha de ciência cidadã para encontrar nebulosas planetárias nos dados do Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). Foi a 30ª nebulosa descoberta pela astrônoma amadora americana Dana Patchick. Imagens subsequentes obtidas com o telescópio de 2,1 metros do Observatório Nacional de Kitt Peak (KPNO) e o telescópio Hiltner de 2,4 metros, ambos localizados no KPNO, revelaram uma emissão nebular tênue e difusa e filamentos radiais notáveis ​​que atravessam a nebulosa, formando uma esfera quase perfeita.

Com base em sua idade e brilho estimados, os cientistas consideram a Pa 30 como o provável remanescente da supernova 1181. A análise das novas observações do Gemini Norte revela cerca de dez vezes mais estrutura filamentar em Pa 30 do que se via anteriormente. Mostra também que os filamentos radiais são constituídos por cadeias consistentes de minúsculos nós de gás, em vez de faixas lisas como se pensava antes. Essa estrutura nodosa sugere que podem ter ocorrido variações térmicas ou de densidade no meio circunstelar que moldaram o material ejetado da supernova à medida que se expandia radialmente a partir da explosão.

Pa 30 é único entre todos os remanescentes de supernova conhecidos. A estrela central que restou após a explosão, IRAS 00500+6713 , é extremamente quente, com uma temperatura de cerca de 200.000°C. Ela também possui ventos estelares muito rápidos que se movem a cerca de 16.000 km/s.

Espera-se que as estrelas remanescentes sobreviventes sejam "arremessadas" durante a poderosa explosão da supernova. No entanto, a estrela central de Pa 30 parece estar quase exatamente centrada no remanescente. Essa configuração curiosa implica que a explosão foi bastante simétrica e descarta um grande impacto que poderia ter deslocado a estrela do centro. Com base nisso, os pesquisadores concluem que a SN 1181 foi uma supernova do tipo Iax extremamente rara. Ao contrário das explosões de alta energia típicas das supernovas do tipo Ia , que destroem suas estrelas, as supernovas do tipo Iax são explosões incompletas de baixa energia que deixam para trás uma estrela remanescente. Pa 30 é o único remanescente do tipo Iax conhecido na Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Primeira detecção de nuvens de água variáveis fora do Sistema Solar

Um mundo do tamanho de Júpiter, situado a apenas 7,5 anos-luz de distância, é quimicamente complexo e mais parecido com o nosso planeta do que se esperava.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Recorrendo ao telescópio espacial James Webb, Brittany Miles, astrônoma assistente do Observatório Steward da Universidade do Arizona, liderou uma equipe que passou 11 horas observando WISE 0855, a anã marrom mais fria conhecida, recolhendo um espectro da sua luz a cada 15 minutos. O resultado é o retrato em série temporal deste mundo gélido, e a primeira confirmação direta de que as nuvens de água em outro corpo celeste mudam de espessura ao longo do tempo, tal como a meteorologia na Terra.

O estudo revela que a atmosfera de WISE 0855 é moldada por, pelo menos, dois processos distintos que ocorrem simultaneamente: nuvens de água a grandes altitudes que se tornam mais espessas e mais finas à medida que o objeto gira, e gases químicos profundos que são arrastados para cima por convecção a partir de grandes profundidades. Distinguir esses dois sinais, algo anteriormente impossível com telescópios mais antigos, é o que torna os dados do Webb tão poderosos.

As anãs marrons ocupam uma estranha posição intermediária. Demasiado massivas para serem planetas, demasiado pequenas para serem estrelas, brilham tenuemente com o calor residual da sua formação. WISE 0855, com cerca de 265 Kelvin, mais fria do que a superfície da Terra, situa-se no extremo inferior dessa categoria, tornando a fronteira ainda mais difusa. Com cerca do dobro da massa de Júpiter e quase o mesmo tamanho, parece e comporta-se, em muitos aspectos, como um planeta gigante à deriva.

À medida que WISE 0855 gira, diferentes zonas da sua superfície vão ficando visíveis, cada uma com uma cobertura de nuvens e uma temperatura ligeiramente diferentes. O espectrógrafo de média resolução do Webb foi suficientemente sensível para rastrear essas diferenças em características moleculares específicas, algo que nenhum observatório anterior tinha conseguido fazer para um objeto tão frio. Para além das temperaturas variáveis que acompanhavam a rotação da anã marrom, o espectrógrafo também captou um sinal rítmico, semelhante a uma onda, associado a gases específicos: monóxido de carbono e fosfina. Essas substâncias químicas flutuam porque o calor proveniente das profundezas da anã marrom as está constantemente impulsionando para cima, em direção à superfície.

Este tipo de sinal químico é familiar aos cientistas planetários. Em Júpiter, a mistura convectiva arrasta gases das camadas profundas e quentes para a atmosfera visível. O mesmo processo, denominado química de desequilíbrio, já tinha sido observado anteriormente em anãs marrons mas observá-lo variando em tempo real, molécula a molécula, é um território inexplorado.

Os princípios básicos da física da convecção, das nuvens e da química que regem Júpiter também regem este exoplaneta frio e à deriva, a mais de sete anos-luz de distância.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Arizona

Colisões gigantescas que moldam os sistemas planetários

Nos primórdios do nosso Sistema Solar, um objeto do tamanho de Marte, chamado Theia, colidiu com a Terra ainda em formação, vaporizando enormes quantidades de rocha e lançando-as para o espaço. Parte desse material coalesceu, dando origem à Lua.

© ESA (colisão de planetas gerando detritos)

Os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para examinar uma classe de sistemas estelares jovens que apresentam sinais de perturbações semelhantes, fornecendo pistas acerca da quantidade de energia envolvida nessas colisões. Os resultados fornecem mais informações sobre a composição e a evolução destes sistemas caóticos. O ambiente em torno de uma estrela muda à medida que esta envelhece, começando por um disco protoplanetário juvenil, rico em gás, onde os planetas em formação podem residir, e terminando num disco de detritos pobre em gás.

Durante a sua missão, o telescópio espacial Spitzer da NASA, agora aposentado, examinou a fase do disco de detritos com ainda mais pormenor, descobrindo uma subclasse denominada "discos extremos de detritos". Estes sistemas abrigam quantidades incomumente grandes de poeira quente perto da estrela, numa região comparável àquela onde os planetas rochosos orbitam no nosso Sistema Solar.

Contrariamente às previsões teóricas, que sugerem que deveríamos ver muitos discos extremos de detritos, as observações indicam que estes ambientes são raros. Os cientistas estimam que, com base nos dados recolhidos até agora, apenas cerca de 1% das estrelas jovens apresentam sinais observáveis desta fase, incluindo, possivelmente, o nosso próprio Sistema Solar durante a sua formação.

Apesar da sua raridade, a equipe conseguiu compilar uma amostra de 21 discos extremos de detritos, incluindo cinco provenientes dos dados de arquivo do Spitzer e 16 do Webb, com 12 discos recém-observados e observações de acompanhamento em quatro dos discos do Spitzer.

Antes do Webb, as informações eram limitadas. Sabia-se que eram estranhos e muito diferentes dos típicos discos de detritos frios que conhecemos, como o de Vega e o de Fomalhaut. Agora que com mais dados, é possível determinar o que estes discos representam para a formação e evolução planetária.

Foi confirmado que os discos extremos de detritos partilham três propriedades fundamentais: grãos de poeira menores do que os encontrados nos discos protoplanetários ou nos discos clássicos de detritos, uma elevada concentração de poeira quente e variações irregulares de brilho, todas reveladas pelos espectros no infravermelho médio obtidos pelo Webb e pelo Spitzer.

Para identificar o fator determinante destas características, a equipe estudou a composição mineralógica dos discos. Foi descoberto que a sua amostra podia ser classificada em discos ricos em sílica e discos pobres em sílica. O vidro vulcânico, como a obsidiana, é um exemplo de material rico em sílica encontrado na Terra, enquanto o mineral forsterite, pobre em sílica, apresenta-se sob a forma de grãos de areia verdes. A classificação de um disco extremo de detritos fornece informações sobre o tipo de colisões que produzem os detritos de impacto e pode ajudar a explicar a sua variabilidade no brilho infravermelho.

Da amostra, cerca de um-terço é rico em sílica, o que sugere que estes discos são produzidos por impactos altamente energéticos entre corpos do tamanho de Marte, nos quais uma parte significativa do material é vaporizada. Os restantes dois-terços da amostra são pobres em sílica, indicando que as colisões ocorrem em escalas menores, como colisões rasantes, entre objetos do tamanho da Lua. Os discos ricos em sílica só são encontrados em torno de estrelas com menos de 300 milhões de anos, enquanto os discos pobres em sílica persistem numa ampla gama de idades e apresentam frequentemente uma maior variabilidade de brilho.

A equipe propõe que esta variabilidade seja impulsionada pela rápida evolução orbital e colisional dos detritos recentes produzidos por múltiplos impactos. As suas descobertas podem ser aplicadas ao nosso Sistema Solar, que poderá ter passado por mais do que uma fase de discos extremos de detritos.

As simulações sugerem que os planetas terrestres, como a Terra, devem ser formados nas primeiras centenas de milhões de anos de um sistema solar. Este período coincide com as idades dos discos extremos de detritos ricos em sílica observados até agora e está em consonância com a estimativa de que a Terra e a Lua se formaram cerca de 100 milhões de anos após a formação do Sol, sendo a Lua provavelmente o resultado de uma colisão entre a Terra e um objeto do tamanho de Marte. 

Quanto à questão de saber se o nosso Sol passou por uma fase de disco extremo pobre em sílica, se os discos mais antigos pobres em sílica e os seus intervalos aleatórios de brilho no infravermelho refletirem instabilidade orbital, seria consistente com a hipótese do Intenso Bombardeamento Tardio para o nosso Sistema Solar. Nesse cenário, os planetas gigantes gasosos migraram distâncias significativas, perturbando gravitacionalmente as órbitas de corpos menores e desencadeando colisões catastróficas que geraram as fases de curta duração e ricas em poeira observadas nos discos extremos de detritos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Descoberto metanol em torno de estrelas jovens

Astrônomos estão abrindo uma nova janela sobre a forma como as moléculas orgânicas se desenvolvem em torno de estrelas jovens e podem, eventualmente, passar a fazer parte de novos sistemas planetários.

© MPIfR (nuvem molecular de Perseu)

Esta composição mostra a nuvem molecular de Perseu, localizada a cerca de 1.000 anos-luz da Terra.

Estes resultados do Programa COMPASS (Complex Organic Molecules in Protostars with ALMA Spectral Surveys) do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) revelam que as estrelas jovens ainda em formação estão rodeadas por um ambiente químico surpreendentemente rico. Entre as moléculas detectadas encontra-se o metanol, um álcool orgânico simples que desempenha um papel importante na formação de moléculas mais complexas no espaço.

O COMPASS é um projeto internacional que utiliza o ALMA para estudar, com um nível de detalhe sem precedentes, 11 estrelas jovens próximas semelhantes ao Sol. O programa exigiu mais de 100 horas de tempo de observação para explorar sistematicamente as suas composições químicas. As moléculas no espaço emitem radiação em frequências características, criando "impressões digitais" espectrais que os astrônomos podem utilizar para as identificar. Ao combinar sinais das suas antenas, o ALMA consegue detectar assinaturas moleculares extremamente tênues e determinar como as diferentes substâncias químicas se distribuem em torno de estrelas jovens, em escalas comparáveis às do nosso próprio Sistema Solar.

Um estudo descobriu que a emissão de maser de metanol é muito mais comum em torno de protoestrelas de baixa massa do que se pensava anteriormente. Os masers ocorrem quando moléculas, em determinadas condições físicas, amplificam naturalmente a radiação em frequências de rádio específicas, criando sinais brilhantes que podem funcionar como faróis cósmicos. As observações do COMPASS detectaram masers de metanol em mais de metade das estrelas jovens estudadas, sugerindo que esta emissão pode ser comum durante as fases mais iniciais da evolução estelar e só se torna evidente com observações suficientemente sensíveis.

Em outro resultado importante, as observações do COMPASS permitiram a primeira detecção no espaço de uma versão totalmente "pesada" do metanol. A molécula, conhecida como metanol totalmente deuterado, ou CD3OD, é uma variante rara em que todos os átomos de hidrogênio do metanol foram substituídos por deutério, uma forma mais pesada de hidrogênio.

Os pesquisadores fizeram a descoberta em torno da jovem protoestrela IRAS 4A2, localizada na nuvem molecular de Perseu, a cerca de 1.000 anos-luz da Terra. O resultado é apresentado num estudo liderado pelo Dr. Arnaud Belloche, do Instituto Max Planck de Radioastronomia. A detecção de diferentes formas de metanol permite aos astrônomos investigar as condições físicas e químicas em que estas moléculas se formaram e compreender melhor como a química se desenvolve durante as fases mais precoces da formação estelar.

Um dos principais objetivos deste estudo é determinar se as diferenças na composição química entre as estrelas jovens têm origem nos ambientes onde nasceram ou se se desenvolvem posteriormente, à medida que as estrelas evoluem. Ao comparar sistematicamente a química de sistemas estelares jovens, o COMPASS está ajudando os astrônomos a compreender a forma como a complexidade molecular evolui desde as nuvens interestelares até aos novos sistemas planetários. Juntamente com estudos laboratoriais e modelação química, as observações fornecem novas pistas sobre a viagem do material desde os ambientes frios onde as estrelas nascem até aos discos nos quais os planetas poderão eventualmente formar-se.

Um conjunto de sete artigos foram publicados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Descobertas mostram a evolução dos pulsares de milissegundo

Uma anã branca foi apanhada numa fase excepcionalmente rara da sua evolução, orbitando uma estrela de nêutrons que gira centenas de vezes por segundo.

© INAF (ilustração do sistema binário NGC 362D)

A ilustração mostra o sistema binário NGC 362D. À esquerda, a estrela de nêutrons emite feixes de ondas de rádio; à direita, a jovem anã branca está rodeada por material residual da fase anterior de transferência de massa.

A NGC 362D oferece aos astrônomos um instantâneo de uma fase muito inicial da evolução de um sistema binário, no qual as duas estrelas trocaram matéria durante milhões de anos. Atualmente, o sistema é composto por um pulsar de milissegundo e pela estrela que outrora lhe transferiu matéria, agora nas fases mais iniciais da sua evolução como anã branca.

O NGC 362D foi recentemente descoberto através de observações com o radiotelescópio MeerKAT, na África do Sul, no âmbito do projeto TRAPUM (TRAnsients and PUlsars with MeerKAT). Os dados de rádio permitiram aos astrônomos caracterizar o pulsar e o seu sistema binário com elevada precisão, determinar a sua posição e procurar a sua companheira pouco brilhante em imagens de arquivo do telescópio espacial Hubble. Estas observações, recolhidas entre 2006 e 2016 em nove filtros, desde comprimentos de onda ultravioleta até ao infravermelho próximo, permitiram à equipe identificar a companheira do pulsar e reconstruir as suas propriedades e história evolutiva, comparando-as com modelos de evolução estelar.

A análise revelou que a companheira de NGC 362D é a anã branca mais jovem alguma vez identificada num sistema binário que contenha um pulsar de milissegundo. Mais precisamente, trata-se de uma proto-anã branca de hélio com uma massa equivalente a apenas 0,18 sóis, cuja fase de transferência de massa terminou há apenas cerca de 600 milhões de anos e que ainda se encontra nas fases iniciais da sua evolução rumo à sequência de arrefecimento das anãs brancas.

Notavelmente, o estudo também relata outra característica sem precedentes. Pela primeira vez num sistema deste tipo, as observações mostram que a anã branca emite menos luz ultravioleta do que o esperado, como se parte da sua radiação fosse atenuada antes de chegar até nós. Uma possível explicação é que ainda exista algum material rodeando a estrela, talvez remanescente do processo de transferência de massa, que absorve parte da sua radiação antes de esta chegar até nós.

Para compreender plenamente o que este resultado significa, precisamos de recuar um pouco e reconstruir a história deste sistema binário. Os pulsares de milissegundo são estrelas de nêutrons extremamente compactas que podem girar centenas de vezes por segundo. Esta rotação extraordinariamente rápida resulta de um processo prolongado no qual a massa e o momento angular são transferidos para a estrela de nêutrons. É como dar um empurrão extra a um pião, fazendo-o girar cada vez mais depressa. Durante este processo, a estrela dadora perde progressivamente as suas camadas exteriores, acabando por deixar para trás um núcleo compacto que evoluirá para uma anã branca. 

A importância do resultado vai, portanto, além do próprio sistema NGC 362D: a identificação das características destas fases evolutivas, ainda pouco compreendidas, poderá ajudar os astrônomos a reconstruir corretamente as histórias evolutivas de outros sistemas de pulsares de milissegundo. Os pulsares de milissegundo giram com uma regularidade extraordinária e podem ser utilizados como verdadeiros relógios naturais. Medir os tempos de chegada dos seus pulsos com extrema precisão permite, entre outras coisas, estudar a gravidade em condições extremas e realizar testes cada vez mais precisos da relatividade geral.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Istituto Nazionale di Astrofisica

Descartada a existência de planetas gigantes num sistema binário próximo

Um novo estudo está ajudando a preparar o terreno para que futuros observatórios caracterizem planetas rochosos para lá do nosso Sistema Solar, planetas que poderão provar que a vida não se limita à Terra.

© U.S. Naval Observatory (sistema estelar binário 70 Oph AB)

A nova pesquisa representa a busca mais sensível realizada até à data por planetas gigantes num sistema binário próximo, conhecido como 70 Ophiuchi AB, ou 70 Oph AB. Essa busca, no entanto, não descobriu quaisquer planetas de grandes dimensões. 

Na verdade, fez o oposto: com algumas ressalvas importantes, excluiu-se a existência de planetas com a massa de Júpiter ou maiores. Isso deixa a porta aberta para planetas do tamanho de Saturno ou menores dentro da zona habitável do sistema. Esta é a região onde a temperatura não seria demasiado quente nem demasiado fria para que a água líquida pudesse existir à superfície de um planeta rochoso.

Este trabalho representa também a mais recente atualização de um sistema com uma história rica. Em 1855, o astrônomo britânico William Jacob afirmou que o sistema possuía um planeta, tornando 70 Oph AB o primeiro sistema a abrigar um candidato oficial a exoplaneta. Embora a afirmação de Jacob, por si só, não tenha sido confirmada, a possibilidade da existência de planetas mantém-se.

Ao passo que o nosso Sistema Solar tem apenas uma estrela, cerca de metade dos sistemas estelares da Via Láctea têm pelo menos duas estrelas. Estes sistemas são alvos aliciantes para futuros estudos astronômicos, com vista a procurar pistas sobre como os sistemas planetários se formam, evoluem e talvez até abriguem vida.

O sistema 70 Oph AB reveste-se de particular interesse, dada a sua proximidade com a Terra. A cerca de 16 anos-luz de distância, é o terceiro sistema binário mais próximo da Terra, logo a seguir a Alpha Centauri (4,2 anos-luz) e a 61 Cygni (11,4 anos-luz). Além disso, com este novo estudo, as órbitas das duas estrelas, 70 Oph A e 70 Oph B, estão entre as mais bem caracterizadas do céu.

Os pesquisadores conseguiram excluir a existência de planetas com massa igual ou superior à de Júpiter nas regiões interiores do sistema 70 Oph AB. Ou seja, não há nenhum a menos de 5 UA (Unidade Astronômica - uma unidade astronômica corresponde à distância entre a Terra e o Sol) de 70 Oph A, nem a menos de  0,5 UA de 70 Oph B. 

A nova análise incluiu dados recolhidos ao longo de um século, bem como novas observações fundamentais. Estas provêm do telescópio Magellan Clay, de 6,5 metros, no Observatório Las Campanas, no Chile, e do telescópio Harlan J. Smith, de 2,7 metros, no Observatório McDonald, no Texas. A sensibilidade da sua abordagem permitiu aos pesquisadores determinar que esta oscilação se devia a variações na superfície das estrelas ao longo do tempo, e não a um planeta.

O novo estudo estabelece um limite máximo, não uma inexistência, quanto aos planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of California

A primeira imagem completa de formação planetária em ação

Ao longo das últimas décadas, os astrônomos construíram um cenário bastante completo para a formação planetária, desde minúsculas partículas de poeira que se aglomeram até ao aparecimento de esferas rochosas com milhares de quilômetros de diâmetro, como a nossa Terra, ou gigantes gasosos ainda maiores, como Júpiter.

© MPA / ALMA (disco protoplanetário ao redor do exoplaneta WISPIT 2)

Imagens em cores falsas, baseadas em dados do ALMA, do disco em torno do planeta WISPIT 2. A imagem à esquerda mostra o disco em torno de WISPIT 2 na luz associada às moléculas de CO (monóxido de carbono). Esta luz revela a estrutura do gás CO e, por extensão, do hidrogênio associado, mostrando claramente a estrutura em anel. Os símbolos indicam as posições da estrela central (dupla) e dos dois planetas, medidas anteriormente pelo VLT do ESO e pelo telescópio Magellan Clay.

Na imagem, ambos os planetas movem-se no sentido horário ao longo das suas órbitas. Ela capta uma região de 530 UA (ou seja, 530 vezes a distância média entre a Terra e o Sol) de lado a lado. A inserção amplia uma região menor, com 85 UA de lado a lado. Sobrepostas às estruturas encontram-se informações sobre o movimento do gás em torno do planeta WISPIT 2b: o gás que se move na nossa direção é apresentado em tons azulados, enquanto o gás que se afasta de nós é apresentado em tons avermelhados. WISPIT 2b encontra-se numa localização em que o gás se afasta de nós num lado e se aproxima de nós no outro, o que indica que o gás está rodopiando em torno do protoplaneta.

Os elementos-chave desse cenário baseiam-se em simulações e medições, mas as observações diretas têm permanecido notoriamente ausentes. Agora, uma equipe de astrônomos, do Instituto Max Planck de Astronomia, captou uma nova imagem única da formação planetária em ação: tirada com o observatório ALMA, no Chile, a imagem mostra as interações do planeta WISPIT 2b, um gigante gasoso com cinco vezes a massa de Júpiter, com o gás circundante do seu local de nascimento.

Os planetas nascem em discos protoplanetários constituídos por gás e poeira, que surgem naturalmente em torno de estrelas recém-formadas. Os planetas formam-se quando a poeira dentro desses discos se aglomera. Numa primeira fase, o resultado são seixos maiores, que, por sua vez, se aglomeram ainda mais para formar planetesimais com tamanhos que variam entre alguns e cem quilômetros. Esses planetesimais unem-se para formar esferas rochosas do tamanho de planetas. Numa parte do disco rica em gás, essas esferas rochosas podem acumular grandes quantidades de gás e tornar-se os núcleos de gigantes gasosos como Júpiter ou Saturno.

A primeira imagem confirmada de um protoplaneta no interior de um disco protoplanetário foi o planeta PDS 70 b, no disco que rodeia a estrela PDS 70. A uma distância de apenas cerca de 370 anos-luz, o sistema PDS 70 está suficientemente próximo para permitir observações detalhadas. O sistema WISPIT 2, cuja descoberta foi anunciada em agosto de 2025, é apenas o segundo disco no qual um protoplaneta pode ser claramente distinguido.

O sistema WISPIT 2 deve o seu nome ao programa de pesquisa que levou à sua descoberta (WIde Separation Planets In Time). Está localizado a uma distância de 430 anos-luz da Terra. O primeiro planeta conhecido do sistema, WISPIT 2b, um gigante gasoso, foi descoberto em paralelo com o instrumento SPHERE no VLT do ESO e com o telescópio Magellan Clay de 6,5 m. A assinatura luminosa do hidrogênio quente (a linha Hα) indica que o planeta continua acretando gás dos arredores, tornando-se cada vez mais massivo.

A descoberta de um segundo planeta, WISPIT 2c, foi anunciada em março de 2026, com base em observações realizadas com os instrumentos SPHERE e GRAVITY+ do VLT. Numa reviravolta adicional, do Instituto Max Planck de Astronomia, revela que, no centro do disco, em vez de uma única estrela, existem duas estrelas em que se orbitam muito intimamente!

Um dos principais desafios na exploração da formação planetária através de imagens astronômicas é a escala minúscula das estruturas envolvidas. No que diz respeito ao gás e à poeira nos discos protoplanetários, existe, na verdade, apenas uma instalação capaz de fornecer o nível de detalhe desejado: o observatório ALMA, um conjunto de 66 antenas de rádio situado no planalto de Chajnantor, nos Andes chilenos. As antenas do ALMA podem ser combinadas para atingirem a resolução de um único telescópio gigante com um diâmetro de até 16 quilômetros.

Assim que a descoberta de WISPIT 2b foi anunciada, o próximo passo lógico foi utilizar o ALMA para observar o seu gás e poeira. Em setembro de 2025, com o observatório numa das suas configurações mais potentes para a obtenção de imagens detalhadas, as antenas do ALMA voltaram-se para WISPIT 2b. Em torno de WISPIT 2b, foram encontrados redemoinhos de gás que tinham sido previstos por simulações de interações entre o disco e o planeta, mas que nunca tinham sido observados anteriormente. O WISPIT 2b é o único protoplaneta onde podemos ver o disco protoplanetário, o planeta, as evidências de que o planeta ainda está acretando matéria e, agora, como peça final do quebra-cabeças, o gás interagindo diretamente com o planeta.

As novas observações constituem o primeiro exemplo de um sistema em que se observam tanto as características de turbulência como o planeta associado. O presente resultado diz respeito a um gigante gasoso situado a uma distância considerável de 57 UA das estrelas centrais, quase o dobro da distância que separa Netuno do Sol. Quase todos os exoplanetas conhecidos estão muito mais próximos da sua estrela central do que isso.

No entanto, os métodos utilizados na análise abrem caminho para observações com a próxima geração de instrumentos, nomeadamente com o ELT (Extremely Large Telescope) de 39 m do ESO e na prevista atualização das antenas do ALMA, com uma sensibilidade significativamente melhorada. Daqui a pouco mais de uma década, essas ferramentas poderão fornecer uma versão atualizada do presente resultado: uma imagem de um gigante gasoso à mesma distância da sua estrela que Júpiter ou Saturno do Sol.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Descoberta atmosfera num exoplaneta de lava

Na busca por vida extraterrestre, faz sentido procurar, em primeiro lugar, planetas rochosos com atmosfera, como a Terra.

© NASA (ilustração do exoplaneta HD 3167 b)

Sem atmosfera, um planeta não pode ter água à superfície. Mas, dos mais de 6.300 exoplanetas catalogados até agora, a grande maioria não é rochosa, e apenas um punhado dos mundos rochosos parece ter atmosfera.

Num estudo da Universidade de Chicago, esta possibilidade ocorre numa super-Terra a 154 anos-luz de distância, na direção da constelação de Peixes. Denominado HD 3167 b, este exoplaneta "de lava" extremamente quente dá uma volta completa em sua estrela hospedeira em apenas um dia terrestre.

O que é tão surpreendente é que, quanto mais próximo um planeta rochoso orbita a sua estrela, mais difícil deveria ser ter uma atmosfera, porque é bombardeado pelo vento estelar e recebe mais fótons altamente energéticos da estrela. Estes planetas são demasiado quentes para abrigar vida, mas, ao estudá-los, foi possível concluir sobre os processos que são importantes para outros mundos rochosos.

O telescópio espacial James Webb está sendo utilizado para determinar se os planetas que orbitam estrelas muito menores do que o Sol possuem atmosferas. Parece que a maioria desses planetas terrestres não as possui, são apenas rocha nua. Mas, surpreendentemente, foram encontrados indícios de que a maioria dos mundos de lava, semelhantes em composição à Terra e a Vênus, mas muito mais quentes, poderá ter atmosferas.

Cinco planetas terrestres com atmosferas, incluindo o descrito neste estudo, revelaram-se ultraquentes. Este planeta, no entanto, é o mundo de lava mais frio encontrado até agora com indícios de uma atmosfera. Isto é interessante porque os cientistas tentam compreender a transição de temperatura entre planetas com e sem atmosferas.

Como se pode determinar se um exoplaneta tem uma atmosfera? Atualmente, observar diretamente planetas semelhantes à Terra em busca de sinais de vida está fora do nosso alcance. Em vez disso, podemos utilizar o Webb para detectar luz no infravermelho médio, a fim de estimar a temperatura dos exoplanetas, o que nos pode indicar se estes poderão ter atmosferas.

Existem duas formas principais de estudar exoplanetas. Uma é chamada de trânsito, que ocorre quando o planeta passa à frente da estrela hospedeira. Outra, chamada de eclipse secundário, que é o método utilizado neste estudo, ocorre quando o planeta passa por trás da sua estrela, permitindo medir a quantidade de luz perdida. Essa diferença indica quanta luz no infravermelho médio provém do próprio planeta, o que, essencialmente, fornece qual é a temperatura do planeta.

Se um planeta não tiver atmosfera, o seu lado diurno, voltado para a estrela, deverá estar tão quente quanto teoricamente possível, com base na refletividade da sua superfície e na sua distância da estrela. Mas uma atmosfera ajudaria a redistribuir o calor do lado diurno para o lado noturno. Nota-se isto acontecer em Vênus, quase não há diferença na temperatura da superfície entre o lado diurno e o noturno, nem entre os polos e o equador.

Se um planeta tiver uma atmosfera, poderá também ter nuvens que refletem a luz estelar recebida e arrefecem o lado diurno. Assim, se o lado diurno de um planeta for mais frio do que o máximo possível, é provável que tenha uma atmosfera. O objeto deste estudo, HD 3167 b, é visivelmente mais frio do que o seu máximo previsto, o que constitui uma forte evidência de que possui uma atmosfera. 

Pensa-se que HD 3167 b possa ter uma composição rica em silicatos, com uma mistura de minerais semelhante à que constitui o manto da Terra. Antes deste estudo, esperava-se que qualquer atmosfera nestes planetas ultraquentes fosse composta por rocha vaporizada, mas os astrônomos estão começando a ver indícios de que alguns possam ter gases mais pesados, como dióxido de carbono, monóxido de carbono ou água nas suas atmosferas.

A composição da atmosfera de HD 3167 b ainda é uma incógnita. Existirá uma temperatura em que estes planetas formam camadas de nuvens de silicatos que possam refletir a radiação recebida para o espaço e arrefecer o seu lado diurno? Este planeta relativamente mais frio ajuda a melhor caracterizar e a definir com precisão essa transição. Apesar de serem inóspitos para a vida, também há interesse em estudar este tipo de planetas porque pensa-se que a Terra primitiva possa ter-se assemelhado bastante a um mundo de lava.

Acredita-se que, numa fase muito inicial da história do Sistema Solar, quando os planetas terrestres se formaram, estes estavam extremamente quentes devido à energia proveniente de todas as colisões de planetesimais. A Terra passou por aquilo a que se chama a fase do "oceano de magma", com uma superfície inteiramente líquida. Este resultado fornece uma perspectiva para estudar como terão sido as condições nos primeiros milhões de anos da Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Chicago

As primeiras galáxias já espalhavam elementos pesados pelo Universo

Quando o Universo ainda estava na sua infância, apenas cerca de 3% da sua idade atual, algumas das primeiras estrelas e galáxias já se tinham formado.

© Y. Zhu (ilustração de uma galáxia primitiva)

Há muito que os astrônomos previam que grande parte do gás que rodeava estas jovens galáxias devia ter permanecido bastante puro, composto principalmente por hidrogênio e hélio, os ingredientes primordiais disponíveis no cosmos recém-nascido.

De acordo com um estudo de astrônomos da Universidade do Arizona, este quadro provavelmente não está correto. Em vez disso, as galáxias já estavam espalhando elementos pesados, como o oxigênio e o carbono, pelo cosmos muito mais cedo do que era esperado.

No início do Universo, o cosmos quase não continha nada além de hidrogênio e hélio, os dois elementos mais simples que ocupam o topo da tabela periódica. Com o tempo, a gravidade atraiu nuvens destes elementos simples, formando estrelas, onde as imensas pressões e temperaturas no seu interior permitiram que a fusão nuclear e outras reações criassem elementos mais complexos e pesados, como o carbono e o oxigênio.

Quando as estrelas se esgotavam ou terminavam a sua vida como supernovas, lançavam esses elementos pesados para o espaço, onde se tornavam os blocos de construção para futuras gerações de estrelas, planetas e, em última análise, vida. Até mesmo o carbono nos nossos corpos e o oxigênio que respiramos foram forjados em gerações anteriores de estrelas. No entanto, até agora, não era claro como e quando os elementos mais pesados eram transportados das primeiras galáxias para o Universo circundante.

A pesquisa centrou-se em três galáxias primitivas cuja luz viajou durante mais de 13 bilhões de anos, mostrando-as tal como eram cerca de 500 milhões de anos após o Big Bang, durante um período cósmico conhecido como Época da Reionização. Naquele momento, as primeiras gerações de estrelas e galáxias estavam transformando o Universo primitivo ao ionizar o gás hidrogênio entre elas. Este processo, durante o qual os elétrons foram separados dos seus núcleos de hidrogênio, pôs gradualmente fim à "idade das trevas" cósmica, permitindo que a luz ultravioleta viajasse mais livremente pelo Universo. À medida que a luz das galáxias viajava em direção à Terra, atravessava o gás circundante, e sendo possível analisar os padrões de absorção da luz para detectar elementos específicos.

As observações destas galáxias antigas só foram possíveis graças às capacidades infravermelhas do telescópio espacial James Webb, que permitiu aos pesquisadores observar as galáxias tal como se apresentavam há cerca de 13 bilhões de anos. As quase 30 horas de exposição proporcionaram luz suficiente para detectar tênues padrões de absorção nos espectros destas galáxias distantes. Ao longo de uma noite, analisando os espectros do Webb disponíveis ao público, provenientes de centenas de galáxias, foi identificado três com padrões de absorção que indicavam a presença de elementos pesados, incluindo carbono, oxigênio e silício. As linhas de absorção apresentavam um "desvio para o azul" em relação ao desvio para o vermelho das galáxias, indicando que o gás se deslocava para fora das galáxias, transportando oxigênio, carbono e outros elementos pesados para o espaço intergaláctico.

As "impressões digitais" químicas destas galáxias jovens assemelhavam-se muito às das galáxias evoluídas bilhões de anos mais tarde, fornecendo evidências de que, mesmo no amanhecer cósmico, as galáxias já estavam produzindo e espalhando elementos pesados pelo espaço em sua volta.

O processo através do qual as galáxias trocam matéria é conhecido como ciclo dos bárions. É uma das razões pelas quais as galáxias não são sistemas isolados, mas sim partes interligadas de um ecossistema galáctico mais vasto. A matéria produzida por uma geração de estrelas pode ser reciclada e redistribuída através deste ecossistema galáctico. A descoberta do ciclo de bárions primitivo pode também ajudar a explicar por que razão os astrônomos têm tido dificuldade em encontrar a primeira geração de estrelas, conhecidas como estrelas da População III.

Pensa-se que estas estrelas tenham sido as primeiras a formar-se a partir de gás primitivo contendo apenas hidrogêénio e hélio, antes de os elementos mais pesados terem sido produzidos e dispersos pelo Universo. Se as galáxias já estavam enriquecendo os seus arredores apenas 500 milhões de anos após o Big Bang, o gás verdadeiramente pristino, e as estrelas da População III que se formaram a partir dele, podem simplesmente não ter existido durante tempo suficiente para serem observadas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Arizona

Medindo o centro de massa da Terra

As mudanças sazonais redistribuem água suficiente em volta da Terra para deslocar o centro de massa do planeta para a frente e para trás em frações de uma polegada em relação ao seu centro geométrico.

© NASA (medindo o centro de massa da Terra)

Os cientistas da NASA estão investigando o caso, acompanhando essas oscilações, uma vez que o centro de massa da Terra é um ponto de referência crucial para a navegação por satélite e para as medições de altitude.

Uma equipe, liderada pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, propôs uma forma de calcular as oscilações sazonais com extrema precisão. Os pesquisadores traçam um quadro vívido do degelo da primavera, dos oceanos agitados e do ar denso do inverno, que deslocam enormes cargas superficiais de estação para estação.

O estudo não é a primeira tentativa de determinar com precisão o centro de massa da Terra. Ao longo de décadas, os cientistas têm vindo a desenvolver várias técnicas espaciais para o definir e localizar. Mas trata-se de um alvo em movimento. Se a Terra fosse uma rígida bolinha de gude azul, o seu centro de massa coincidiria simplesmente com o seu centro geométrico.

Na realidade, o planeta oscila e cede sob o peso da água, do gelo e do ar. Por causa disso, o centro de massa da Terra gira continuamente em torno do seu centro geométrico, deslocando-se até vários milímetros. Qual é o grau de precisão dos métodos existentes para medir a amplitude desta oscilação?

As duas últimas estimativas internacionais, realizadas em 2017 e 2023, diferem em 7 milímetros. A diferença é quase tão grande quanto o próprio movimento. Para reduzir a incerteza, foi desenvolvida uma nova técnica baseada no rastreio ultrapreciso por satélite. Impulsionados pela gravidade, os satélites orbitam naturalmente o centro de massa da Terra, como se estivessem presos por cordas invisíveis. Pequenas alterações na distância entre os satélites e as estações terrestres refletem o deslocamento do centro de massa da Terra.

A utilização de satélites para localizar o centro de massa da Terra não é uma ideia nova. Na verdade, satélites metálicos densos, lançados em 1976 e 1992, destinam-se exclusivamente a este fim. Assemelhando-se a bolas de espelhos com 408 kg, ambos os LAGEOS 1 e 2 (Laser Geodynamics Satellite) estão repletos de prismas refletores e são rastreados com precisão a laser por estações terrestres distribuídas globalmente por mais de 20 países. No entanto, uma limitação da técnica SLR (Satellite Laser Ranging) é a distribuição desigual das estações terrestres.

A nova técnica melhora a precisão de duas formas: integra o rastreio por GPS, juntamente com dados orbitais de vários satélites em órbita terrestre baixa, para proporcionar um conjunto diversificado de alvos. Além disso, considera a forma como o peso da água e do gelo deforma a crosta terrestre, levando as estações terrestres a acompanhar esse movimento. 

As nossas descobertas sugerem que a massa da água e do ar da Terra que se desloca entre os hemisférios é menor do que se pensava anteriormente. Embora estes movimentos possam parecer insignificantes, o nosso mundo moderno depende de medições de posicionamento extremamente precisas. Ao desvendar e compreender os mecanismos que alteram os sistemas de referência, é possível construir melhores sistemas de referência que, em última análise, beneficiam o mapeamento e a navegação, desde a logística global de transporte marítimo até à agricultura de precisão.

Os pesquisadores acompanharam a oscilação sazonal do centro de massa da Terra e atribuíram a causa a três categorias: oceanos, atmosfera e água continental (composta por gelo terrestre, neve, água de lagos e rios, umidade do solo e águas subterrâneas). Descobriram que a acumulação de neve na América do Norte e na Eurásia atinge o seu máximo em março e desloca o centro de massa da Terra cerca de 3 milímetros em direção ao polo norte. Um mês depois, em abril, a água da chuva na bacia do rio Amazonas atinge um pico de 2.400 gigatoneladas, deslocando o centro de massa da Terra 2,2 milímetros na direção da América do Sul. A água das monções no sudeste asiático atinge um máximo de 600 gigatoneladas seis meses depois, em novembro, contribuindo ligeiramente para a oscilação anual. Entre agosto e outubro, os oceanos enchem-se com água do degelo e da chuva, e o centro de massa da Terra desloca-se em direção ao Oceano Pacífico Sul. O Oceano Pacífico é tão vasto que as variações de massa nessa região ofuscam as perdas ou ganhos nos outros oceanos, embora as dinâmicas sazonais nos mares Mediterrâneo, Vermelho, do Norte, Báltico e de Barents contribuam, cada um à sua maneira, para deslocar o centro de massa da Terra.

Os pesquisadores utilizaram um modelo desenvolvido pelo ECMWF (European Centre for Medium-Range Weather Forecasts) para estimar como as alterações atmosféricas afetam o centro de massa da Terra ao longo das estações do ano. Descobriram que o ar frio e denso do inverno contribui para inclinar a balança sobre a Arábia, a Ásia e o norte de África por volta de 21 de dezembro de cada ano, e sobre a América do Sul e a África do Sul por volta de 21 de junho.

Os cálculos de massa apresentados no estudo estão em concordância com as observações realizadas pela missão GRACE-FO (Gravity Recovery and Climate Experiment Follow-On). Lançada em 2018, a missão é composta por dois satélites gêmeos que mapeiam as flutuações mensais na atração gravitacional da Terra, devidas principalmente ao movimento da massa de água acima e abaixo do solo. Os dois satélites voam em formação precisa e, quando o satélite da frente passa por cima de um corpo denso, como uma bacia hidrográfica cheia, a atração gravitacional adicional altera a distância entre ele e o seu gêmeo numa quantidade pequena, mas mensurável.

A missão GRACE-C (GRACE-Continuity), de próxima geração, tem lançamento previsto para o final de 2028, com intenção de prolongar o registro de dados da série GRACE, que conta já com quase 25 anos.

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Journal International.

Fonte: NASA

Um exoplaneta que orbita na direção oposta à da sua estrela

Uma equipe internacional liderada pelo Departamento de Astronomia da Universidade de Genebra determinou a configuração orbital do exoplaneta GJ 3090 b.

© ESO (ilustração de planeta com órbita retrógrada)

O exoplaneta apresenta um forte desalinhamento e orbita na direção oposta à rotação da sua estrela. Este enigma é ainda mais desafiante para os astrônomos, uma vez que não existe nenhum companheiro massivo neste sistema planetário capaz de influenciar a órbita do planeta e, assim, explicar esta configuração.

Uma estrela e os seus planetas formam-se quando uma nuvem de gás e poeira colapsa sobre si própria em algum lugar no espaço. A nuvem forma então um disco em torno da estrela nascente, no interior do qual se formarão os planetas. Esta protoestrela e o seu disco giram então na mesma direção. Neste cenário ideal, os planetas formados no disco irão, por sua vez, girar na mesma direção que a rotação da sua estrela e no mesmo plano que o equador estelar, perpendicular ao eixo de rotação. 

No Sistema Solar, os oito planetas orbitam na mesma direção que o Sol, mas existe um pequeno ângulo entre os seus planos orbitais e o plano equatorial do Sol. Este ângulo, frequentemente designado por Psi, varia entre aproximadamente 3 e 7 graus, dependendo do planeta. No caso da Terra, por exemplo, é pouco mais de 7 graus. Este pequeno desvio em relação ao cenário ideal pode refletir perturbações que ocorreram durante a formação do nosso Sistema Solar, tais como um encontro com outra estrela ou um colapso assimétrico da nuvem inicial.

A medição do ângulo Psi fornece pistas sobre a formação e a evolução dos sistemas planetários. Por isso, é natural que seja medido em outros sistemas planetários. A GJ 3090 é uma anã vermelha, uma estrela mais fria e menor do que o nosso Sol. O planeta GJ 3090 b, que orbita em torno dela, foi detectado pela primeira vez pelo telescópio espacial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que analisa o céu à procura de trânsitos (pequenas variações periódicas no brilho de uma estrela causadas pela passagem de um planeta à sua frente).

O planeta tem um raio 2,2 vezes superior ao da Terra e uma massa 4,5 vezes superior à da Terra, o que o torna um sub-Netuno, a classe mais abundante de exoplanetas na nossa Galáxia. 

Um instrumento fabricado na Suíça, o NIRPS (Near Infra Red Planet Searcher), um espectrógrafo infravermelho instalado no Observatório de La Silla, foi utilizado para detectar outros dois planetas no sistema, para confirmar a presença de GJ 3090 b, medir a sua massa e, acima de tudo, determinar a sua configuração orbital. 

O ângulo Psi para GJ 3090 b é de aproximadamente 136 graus. Conhecem-se apenas cinco outros sistemas multiplanetários que abrigam um planeta desalinhado com um ângulo superior a 70 graus. Porém, ao contrário desses outros sistemas, não há indícios de um objeto massivo o suficiente (outra estrela ou planeta), orbitando GJ 3090, que possa ser responsável por esta configuração. No caso de GJ 3090, a estrela poderá ter acretado um disco secundário desalinhado e retrógrado, no qual se formaram posteriormente os planetas do sistema.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Université de Genève