A maioria dos pares de estrelas nascem como gêmeas cósmicas

Um novo estudo sobre estrelas recém-nascidas sugere que a maioria dos pares de estrelas nascem como gêmeas no mesmo disco, em vez de se aproximarem posteriormente a partir de distâncias maiores.

© NRAO (nascimento de um par de estrelas gêmeas no sistema HOPS-312)

Ao observar poderosos jatos de gás saindo das estrelas recém-nascidas, os pesquisadores demonstraram que a maioria dos pares de estrelas próximas provavelmente se forma lado a lado no mesmo disco giratório de gás e poeira. Muitas estrelas na Via Láctea não vivem sozinhas como o Sol. Cerca de metade das estrelas semelhantes ao Sol fazem parte de um par ou mesmo de uma pequena família de estrelas que se orbitam umas às outras. As estrelas jovens são ainda mais propensas a ter companheiras, o que indica que a formação em sistemas múltiplos é uma parte normal do processo de nascimento das estrelas.

O que não estava claro era como os pares de estrelas próximas, separadas por apenas algumas vezes a largura do nosso Sistema Solar, se unem. Formam-se juntas no mesmo disco de gás e poeira, ou começam distantes e aproximam-se lentamente ao longo do tempo?

Esta nova pesquisa testa duas ideias principais sobre como as protoestrelas companheiras próximas se formam:

1. Um único e enorme disco de gás e poeira em torno de uma estrela recém-nascida torna-se instável e fragmenta-se em dois ou mais aglomerados, cada um dos quais colapsa para formar uma estrela. Esta fragmentação do disco tende a produzir pares próximos numa configuração organizada e alinhada;

2. A turbulência num núcleo de nuvem maior faz com que este se divida em aglomerados amplamente separados que formam estrelas distantes umas das outras, as quais são posteriormente atraídas para dentro através de interações gravitacionais complexas. Este turbulento processo de fragmentação e migração deverá deixar as rotações e órbitas estelares em orientações mais aleatórias.

Para testar estas ideias, os pesquisadores estudaram 51 sistemas protoestelares muito jovens que abrigam estrelas companheiras próximas nas nuvens moleculares de Perseu e de Órion, alguns dos berçários estelares mais próximos da Terra. As observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) mapearam tanto a poeira que rodeia as estrelas como os jatos de gás molecular que delas são liberados.

Em 38 dos sistemas, foram claramente observados fluxos velozes e estreitos de gás. Estes fluxos revelam o sentido em que o sistema gira. São geralmente disparados em ângulos retos em relação ao disco de material em torno de cada estrela, pelo que a sua direção é um bom indicador da orientação do sistema no espaço.

Os pesquisadores compararam a direção de cada fluxo com a linha que liga as duas estrelas de um par. Isto permitiu-lhes determinar se o sistema parecia organizado, como seria de esperar se as estrelas se tivessem formado juntas num disco, ou mais aleatório, como seria de esperar se se tivessem formado separadamente e se tivessem aproximado posteriormente.

A equipe também construiu modelos computacionais simples do que deveriam observar no céu para cada um dos dois cenários de formação. Quando compararam estes modelos com as suas 42 medições de fluxos, os dados reais corresponderam melhor a um cenário em que os fluxos tendem a alinhar-se em ângulos retos em relação à linha entre as estrelas, o que seria de esperar se as estrelas se tivessem formado juntas num único disco. Os resultados apontam para a fragmentação do disco como o principal modo de formação de pares próximos de estrelas recém-nascidas, pelo menos nas regiões jovens aqui estudadas.

Ao demonstrar que muitos pares de estrelas próximas provavelmente nascem juntas num único disco giratório, este estudo reforça a ligação entre as fases mais iniciais da formação estelar e a evolução posterior dos sistemas planetários em torno de estrelas múltiplas. Compreender estes alinhamentos iniciais ajudará na previsão de quão comuns as órbitas planetárias alinhadas podem ser em sistemas binários e quão estáveis esses sistemas planetários podem tornar-se ao longo do tempo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A linha divisória entre planetas e estrelas

Onde fica a linha que divide as estrelas dos planetas mais massivos?

© J. Olmsted (ilustração do exoplaneta 29 Cygni b)

Os cientistas pensam que isso possa depender da maneira como se formaram. Terá sido através de um processo ascendente, crescendo gradualmente ao longo do tempo, ou de um processo descendente, no qual uma grande coleção de gás e poeira se fragmenta em pedaços menores, do tamanho de planetas? Os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para estudar um objeto com uma massa cerca de 15 vezes superior à de Júpiter, o que o coloca exatamente na linha divisória entre os dois processos. Descobriram que o objeto, denominado 29 Cygni b, que orbita uma estrela próxima, provavelmente se formou de modo ascendente, em vez de descendente, ou seja, formou-se como um planeta, não como uma estrela.

Os planetas, como os do nosso Sistema Solar, formam-se num processo de ascendente, em que pequenos pedaços de rocha e gelo se aglomeram e crescem com o tempo. Mas quanto mais pesado for o planeta, mais difícil é explicar a sua formação dessa forma. Os astrônomos encontraram múltiplas linhas de evidência de que 29 Cygni b se formou a partir deste processo ascendente, recolhendo novas informações sobre como os planetas mais massivos surgiram.

Entende-se, de forma geral, que o processo de formação planetária ocorre dentro de gigantescos discos de gás e poeira em torno das estrelas, através de um processo chamado acreção. A poeira aglomera-se em seixos, que colidem e crescem cada vez mais, formando protoplanetas e, eventualmente, planetas. Os maiores, por sua vez, recolhem gás para se tornarem gigantes como Júpiter. Uma vez que a formação de gigantes gasosos demora mais tempo e o disco de material formador de planetas acaba por evaporar-se e desaparecer, os sistemas planetários acabam por ter muito mais planetas pequenos do que planetas grandes.

Em contrapartida, as estrelas formam-se quando uma vasta nuvem de gás se fragmenta e cada pedaço entra em colapso sob a sua própria gravidade, tornando-se cada vez mais pequeno e denso. Teoricamente, um processo de fragmentação semelhante poderia ocorrer também no interior dos discos protoplanetários. Isso poderia explicar por que razão alguns objetos muito massivos são encontrados a bilhões de quilômetros das suas estrelas hospedeiras, em regiões onde o disco protoplanetário deveria ser demasiado rarefeito para que a acreção ocorresse. 29 Cygni b situa-se na linha divisória entre o que pode ser explicado por estes dois mecanismos diferentes. Tem 15 vezes a massa de Júpiter e orbita a sua estrela a uma distância média de 2,4 bilhões de quilômetros, aproximadamente a mesma distância que Urano no nosso Sistema Solar.

O programa de observação da equipe utilizou o instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb no seu modo coronográfico para captar imagens diretas de 29 Cygni b. Este planeta foi o primeiro de quatro objetos alvo do programa, todos os quais se sabe que têm massas entre 1 e 15 vezes a de Júpiter. E também os alvos deveriam orbitar até cerca de 15 bilhões de quilômetros das suas estrelas. Os planetas são todos jovens e ainda quentes devido à sua formação, com temperaturas que variam entre cerca de 530 e 1.000 graus Celsius. Isto garantiria que a química atmosférica fosse semelhante à dos planetas do sistema HR 8799, que a equipe já tinha estudado anteriormente.

Ao escolher filtros adequados, foi possível procurar sinais de luz absorvida pelo dióxido de carbono (CO2) e pelo monóxido de carbono (CO), o que permitiu determinar a quantidade desses elementos químicos mais pesados (metais). Foram encontrados fortes indícios de que 29 Cygni b é rico em metais em relação à sua estrela hospedeira, que é semelhante ao nosso Sol em termos de composição. Dada a massa do planeta, a quantidade de elementos pesados que contém é equivalente a cerca de 150 Terras. Isto sugere que acretou grandes quantidades de sólidos ricos em metais a partir de um disco protoplanetário.

Os astrônomos também utilizaram uma rede de telescópios ópticos terrestres chamada CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) para determinar se a órbita do planeta está alinhada com a rotação da estrela. Confirmaram esse alinhamento, o que seria de esperar para um objeto que se formou a partir de um disco protoplanetário.

Em conjunto, estas evidências sugerem fortemente que 29 Cygni b se formou dentro de um disco protoplanetário através da rápida acreção de material rico em metais. À medida que os dados forem recolhidos sobre os outros três alvos do programa, planeja-se procurar indícios de diferenças de composição entre os planetas de menor massa e os de maior massa. Isto deverá proporcionar novos conhecimentos sobre os seus mecanismos de formação.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

O ritmo de expansão do Universo local

Uma colaboração internacional de astrônomos produziu uma das medições mais precisas até à data da velocidade de expansão do Universo local. O resultado aprofunda um dos desafios mais significativos da cosmologia moderna.

© CTIO / NOIRLab (escada de distâncias cósmicas)

A ilustração mostra a escada de distâncias cósmicas, uma sucessão de métodos sobrepostos utilizados para medir distâncias no Universo. A escada de distâncias começa no Aglomerado de Coma, que é o aglomerado de galáxias extremamente rico mais próximo da Terra.

Os astrônomos têm procurado medir o ritmo de expansão do Universo utilizando duas abordagens fundamentalmente diferentes. Um método baseia-se na medição de distâncias a estrelas e galáxias no Universo próximo. O outro utiliza medições do fundo cósmico de micro-ondas para prever qual seria o ritmo de expansão atual, de acordo com o modelo padrão da cosmologia.

Espera-se que estas duas abordagens produzam o mesmo resultado, mas isso não acontece. As medições baseadas no Universo próximo indicam consistentemente um ritmo de expansão mais elevado, cerca de 73 km/s por megaparsec, enquanto as previsões derivadas do Universo primitivo apresentam um valor mais baixo, próximo de 68 km/s por megaparsec. Embora a diferença numérica seja modesta, é muito maior do que aquilo que pode ser explicado pela incerteza estatística. Esta discrepância persistente, conhecida como tensão de Hubble, foi agora observada em vários estudos e técnicas independentes.

Ao reunir décadas de observações independentes num único quadro unificado, os astrônomos conseguiram a medição direta mais precisa até à data do ritmo de expansão do Universo próximo. A colaboração H0DN (H0 Distance Network) apresenta um valor da constante de Hubble de 73,50 ± 0,81 km/s por megaparsec, correspondendo a uma precisão de pouco mais de 1%. O estudo é o resultado de um amplo esforço da comunidade lançado no Workshop Breakthrough do ISSI (International Space Science Institute), realizado em Berna, Suíça, em março de 2025.

Em vez de se basear num único método, a equipe construiu uma "rede de distâncias" que interliga várias técnicas sobrepostas para medir distâncias no Universo local. Estas incluem observações de estrelas variáveis Cefeidas pulsantes, estrelas gigantes vermelhas que brilham com uma luminosidade conhecida, supernovas do Tipo Ia e certos tipos de galáxias. Esta abordagem permite múltiplas vias independentes para o mesmo resultado final e possibilita um teste crítico: será que a discrepância é causada por um erro num único método? Os resultados indicam que isso é improvável. Mesmo quando técnicas individuais são removidas da análise, o resultado global altera-se apenas minimamente. As medições independentes permanecem consistentes entre si, reforçando a robustez do ritmo de expansão medido localmente.

As implicações são significativas. O ritmo de expansão mais baixo inferido a partir do Universo primitivo depende do modelo padrão da cosmologia, que descreve como o Universo evoluiu desde o Big Bang. Se esse modelo estiver incompleto; por exemplo, se não explicar totalmente o comportamento da energia escura, de novas partículas ou de modificações na gravidade, as suas previsões para o ritmo de expansão atual seriam afetadas.

Nesse caso, a tensão de Hubble pode não ser resultado de um erro de medição, mas sim uma indicação de que falta um componente essencial ao modelo atual do Universo. A rede de distâncias locais também estabelece um quadro para pesquisas futuras. Ao disponibilizar abertamente os seus métodos e dados, a colaboração criou uma base que pode ser expandida com novas observações. Com os observatórios de próxima geração fornecendo medições ainda mais precisas, os astrônomos pretendem determinar se esta discrepância será, em última análise, resolvida ou se continuará apontando para uma nova física.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Destruição do cometa C/2026 A1 (MAPS)

O cometa C/2026 A1 (MAPS) é um cometa rasante de Kreutz descoberto a 13 de janeiro de 2026 a partir do Observatório AMACS1, no Deserto do Atacama.

© SOHO / SDO (desintegração do cometa C/2026 A1 MAPS)

O cometa entrou no campo de visão do coronógrafo LASCO C3 do Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) da NASA em 2 de abril de 2026, e no instrumento CCOR-1 instalado no satélite GOES-19 em 3 de abril.

Nas imagens do SOHO, o cometa mostrou-se claramente mais brilhante do que o C/2024 S1 (ATLAS), outro rasante de Kreutz que se havia desintegrado antes do periélio em 2024, mas consideravelmente mais fraco do que o C/2011 W3 (Lovejoy) nas mesmas condições de observação.

No dia 4 de Abril, o cometa C/2026 A1 (MAPS) deveria atingir o periélio, seu ponto mais próximo do Sol, a cerca de 162.000 km. Nesse momento, o cometa e o Sol estariam a menos da metade da distância que separa a Terra da Lua. O cometa não sobreviveu, desintegrando-se aproximadamente seis horas antes de atingir o periélio, quando o instrumento CCOR-1 registou o cometa com magnitude aproximada de −0,6.

O vídeo apresentado foi feito com 40 horas de dados e mostra o cometa mergulhando em direção ao Sol. Observar o cometa tão perto de nossa estrela brilhante requer um coronógrafo, um instrumento que bloqueia a luz solar e é usado para estudar sua coroa. Este vídeo composto combina, de fora para dentro, imagens do coronógrafo de ângulo mais aberto (azul) e do coronógrafo de ângulo mais fechado (vermelho), ambos do SOHO, e do Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA (preto).

Podemos ver o cometa se aproximando do Sol, alongando-se, desaparecendo atrás do disco de ocultação do coronógrafo e reaparecendo como uma nuvem de detritos que se dissipa.

Fonte: NASA

Detectado o primeiro par íntimo de buracos negros supermassivos?

Descobertas atuais sugerem a existência de um buraco negro supermassivo no centro de quase todas as grandes galáxias, com uma massa milhões ou mesmo bilhões de vezes superior à do nosso Sol.

© Emma Kun (ilustração mostra o centro da galáxia Markarian 501)

Ainda não se sabe ao certo como é que conseguem atingir massas tão grandes. A simples acreção do gás da área circundante demoraria demasiado tempo, pelo que é provável que tenham de se fundir com outros buracos negros massivos. Já foram observadas colisões de galáxias em todo o nosso Universo. É, portanto, muito provável que os buracos negros supermassivos no centro destas galáxias em colisão também se fundam, primeiro orbitando-se cada vez mais perto e, por fim, fundindo-se num só.

No entanto, os modelos teóricos ainda não conseguem descrever com precisão esta fase final. Para complicar ainda mais as coisas, ainda não foi detectado de forma confiável nenhum par íntimo de buracos negros massivos, apesar de as colisões entre galáxias serem comuns em escalas cósmicas de tempo.

Uma equipe internacional do Instituto Max Planck de Radioastronomia em Bonn, Alemanha, encontrou evidências diretas da existência de um par deste tipo no centro de Markarian 501, cujo buraco negro ejeta para o espaço um poderoso jato de partículas que viajam quase à velocidade da luz.

Para o estudo, a equipe analisou observações de alta resolução da região. Estas abrangem várias frequências de rádio e foram recolhidas ao longo de dúzias de dias, num período de aproximadamente 23 anos. Estes dados de longo prazo revelam não só um único jato, mas também um segundo. Trata-se da primeira imagem direta de um sistema deste tipo no centro de uma galáxia e uma indicação clara da existência de um segundo buraco negro supermassivo.

O primeiro jato aponta para a Terra, razão pela qual nos parece particularmente brilhante e é conhecido há muito tempo. O segundo jato está orientado de forma diferente e foi, por isso, mais difícil de detectar. Ao longo de um período de apenas algumas semanas, os astrônomos observaram mudanças significativas: o segundo jato começa atrás do buraco negro maior e move-se, à sua volta, no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio.

Num dia de observação em junho de 2022, a radiação emitida pelo sistema chegou até a Terra por um percurso tão sinuoso que parecia ter a forma de um anel, o chamado anel de Einstein. Uma explicação consistente com a interpretação de um sistema binário de buracos negros seria que o sistema estava perfeitamente alinhado com a Terra. A lente gravitacional do buraco negro conhecido em frente moldou então a luz do segundo jato por detrás.

Ao analisar a evolução ao longo do tempo e os padrões recorrentes no brilho dos jatos, os pesquisadores conseguiram deduzir que os dois buracos negros se orbitam um ao outro com um período de aproximadamente 121 dias. Estão separados por uma distância cerca de 250 a 540 vezes superior à distância entre a Terra e o Sol, uma distância minúscula para objetos tão extremos, com massas entre 100 milhões e bilhões de vezes a do Sol. Dependendo das suas massas reais, a distância entre eles poderia diminuir tão rapidamente que poderiam fundir-se em apenas 100 anos.

Devido à grande distância entre a galáxia Markarian 501 e a Terra, nem mesmo os métodos de observação mais avançados conseguem captar os dois buracos negros como objetos separados. Nem mesmo o EHT (Event Horizon Telescope), que nos forneceu as primeiras imagens de buracos negros em 2019 e 2022, é suficientemente potente. A órbita cada vez menor do par em Markarian 501 não será, portanto, diretamente observável. No entanto, os cientistas esperam encontrar evidências claras da separação cada vez menor entre os dois buracos negros: o sistema deverá emitir ondas gravitacionais em frequências muito baixas, que poderão ser detectadas utilizando redes de temporização de pulsares.

Os sistemas binários de buracos negros supermassivos já constituem a explicação mais provável para o fundo de ondas gravitacionais observado, cujas evidências foram encontradas em 2023 pela EPTA (European Pulsar Timing Array) e por outras instituições. Markarian 501 é agora uma das principais candidatas para atribuir a emissão de ondas gravitacionais, medida com as redes de temporização de pulsares, a um sistema binário específico de buracos negros supermassivos. 

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

 Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

O Universo primitivo estava repleto de hidrogênio

Astrônomos, utilizando dados do HETDEX (Hobby–Eberly Telescope Dark Energy Experiment), descobriram dezenas de milhares de gigantescos halos de gás hidrogênio, denominados "nebulosas Lyman-alfa", que rodeavam galáxias há 10 a 12 bilhões de anos.

© HETDEX (enorme halo de gás hidrogênio)

Conhecida como "meio-dia cósmico", esta é uma época no início do Universo em que as galáxias cresciam ao ritmo mais acelerado. Para impulsionar este crescimento, teriam precisado de ter acesso a vastas reservas de hidrogênio gasoso, um elemento fundamental para a formação das estrelas. No entanto, até recentemente, os astrônomos tinham encontrado apenas um punhado destas estruturas essenciais.

Um novo estudo aumentou agora o número conhecido de halos de hidrogênio em dez vezes: de cerca de 3.000 para mais de 33.000. Isto confirma as suspeitas de que não se trata de curiosidades raras. O estudo também amplia a gama de tamanhos conhecidos, fornecendo uma amostra mais representativa para serem estudados à medida que continuam a desvendar a origem e a evolução das primeiras galáxias.

O gás hidrogênio é notoriamente difícil de detectar porque não emite luz própria. No entanto, se estiver próximo de um objeto que emita muita energia; por exemplo, uma galáxia ou um grupo de galáxias repleto de estrelas emissoras de radiação ultravioleta, essa energia pode fazer com que o hidrogênio brilhe. Para detectar isto, é necessário dedicar muito tempo a instrumentos de precisão, que são frequentemente muito procurados.

Embora estudos astronômicos anteriores tenham encontrado alguns destes halos, os seus instrumentos só conseguiam captar os exemplos mais brilhantes e extremos. E as observações direcionadas para as galáxias primitivas são normalmente tão ampliadas que excluem todos os halos, exceto os menores. Como resultado, tudo o que se encontra entre os pequenos e os gigantes permaneceu indetectável.

As observações do HETDEX estão começando a preencher esta lacuna. Foi utilizado o telescópio Hobby-Eberly no Observatório McDonald, que está mapeando a posição de mais de um milhão de galáxias na sua busca para compreender a energia escura. 

Os halos recém-revelados medem entre dezenas de milhares e centenas de milhares de anos-luz de diâmetro. Alguns são tão simples quanto uma nuvem em forma de bola de futebol envolvendo uma única galáxia. Outros são manchas irregulares e extensas que contêm múltiplas galáxias.

Para as encontrar, a equipe selecionou as 70.000 mais brilhantes das mais de 1,6 milhões de galáxias primitivas que foram identificadas pelo HETDEX até agora. Com a ajuda de supercomputadores do TACC (Texas Advanced Computing Center), procuraram ver quantas delas apresentavam indícios de um halo circundante: uma região central compacta de hidrogênio e uma nuvem mais fina que se estende para além dela.

Suspeita-se que os sistemas mais tênues simplesmente não sejam suficientemente luminosos para revelar plenamente o seu tamanho. A equipe espera que a sua descoberta ajude outros a estudar o Universo primitivo: como as suas estruturas evoluíram, a distribuição da matéria, o movimento dos objetos e muito mais.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: McDonald Observatory

Descoberta a estrela mais pristina do Universo

Astrônomos utilizaram dados do SDSS-V (Sloan Digital Sky Survey-V) e observações realizadas com os telescópios Magellan, no Observatório Las Campanas do Instituto Carnegie, no Chile, para descobrir a estrela mais pristina do Universo conhecido, denominada SDSS J0715-7334.

© Instituto Carnegie (gigante vermelha deslocando para Via Láctea)

Ilustração (não em escala) da gigante vermelha SDSS J0915-7334, que nasceu perto da Grande Nuvem de Magalhães e que agora viajou para residir na Via Láctea.

A estrela identificada pertencente à segunda geração de objetos celestes no cosmos, que se formou apenas alguns bilhões de anos após o início do Universo.

O Big Bang deu origem ao Universo como uma sopa quente e opaca de partículas energéticas. Com o tempo, à medida que este material se expandia, começou a arrefecer e a coalescer em gás hidrogênio neutro. Algumas zonas eram mais densas do que outras e, após algumas centenas de milhões de anos, a sua gravidade superou a trajetória de expansão do Universo e o material colapsou para dentro. Isto deu origem à primeira geração de estrelas, que se formaram apenas a partir de hidrogênio e hélio pristinos.

Estas estrelas arderam intensamente e morreram jovens, mas não sem antes produzirem novos elementos nos seus núcleos, que foram espalhados pelo cosmos pelas suas explosões no fim da vida. E a partir desses detritos, nasceram novas estrelas, que agora continham uma variedade mais ampla de elementos do que as suas antecessoras.

Todos os elementos mais pesados do Universo, denominados metais, foram produzidos por processos estelares, desde reações de fusão que ocorrem no interior das estrelas até explosões de supernova e colisões entre estrelas muito densas. Encontrar estrelas antigas de segunda e terceira gerações, após o Universo ter desenvolvido a sua estrutura pela primeira vez, revelaria como a formação estelar mudou ao longo dos milênios que se seguiram.

O SDSS tem sido um dos projetos de levantamento mais bem-sucedidos e influentes da história da astronomia, e a sua quinta geração recolhe milhões de espectros ópticos e infravermelhos em todo o céu. Este esforço pioneiro utiliza tanto o telescópio du Pont em Las Campanas, no hemisfério sul, como o Observatório Apache Point, no estado norte-americano do Novo México, no hemisfério norte. A riqueza dos dados do SDSS-V permitiu identificar estrelas com muito poucos elementos pesados. Depois, foram utilizados os telescópios Magellan de última geração, em Las Campanas, para obter espectros de alta resolução destas candidatas.

Uma análise mais aprofundada dos espectros do Magellan revelou que possui menos de 0,005% do teor de metais do Sol. É duas vezes mais pobre em metais do que a anterior detentora do recorde de estrela mais pristina e apresenta abundâncias particularmente baixas de ferro e carbono. Na verdade, é 40 vezes mais pobre em metais do que a estrela mais pobre em ferro conhecida.

Ao incorporar dados da missão Gaia da ESA, foi possível determinar que SDSS J0715-7334, situada a cerca de 80.000 anos-luz da Terra, nasceu em outro local e foi atraída para a Via Láctea, ao longo do tempo.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Chicago

Um planeta gigante orbita uma estrela pequena

Observações de um exoplaneta altamente incomum, TOI-5205 b, realizadas pelo telescópio espacial James Webb, sugerem que a sua atmosfera contém menos elementos pesados do que a estrela hospedeira.

© Instituto Carnegie (ilustração de exoplaneta em órbita de estrela vermelha)

Estas descobertas têm implicações para a nossa compreensão do processo de formação de planetas gigantes que ocorre nas fases iniciais da vida de uma estrela.

O TOI-5205 b é um exoplaneta do tamanho de Júpiter que orbita uma estrela que, por sua vez, tem cerca de quatro vezes o tamanho de Júpiter e cerca de 40% da massa do Sol. Quando passa à frente da sua estrela hospedeira, ou seja, quando realiza um trânsito, o planeta bloqueia cerca de 6% da sua luz. Ao observar este trânsito com espectrógrafos, que dividem a luz nas suas cores constituintes, os astrônomos podem tentar decifrar a composição atmosférica do planeta e aprender mais sobre a sua história e relação com a sua estrela hospedeira.

Os planetas nascem do disco giratório de gás e poeira que rodeia uma estrela na sua juventude. Embora seja geralmente aceito que os planetas gigantes se formam nestes discos resultantes do nascimento da estrela progenitora, a existência de planetas massivos como TOI-5205 b em órbita de estrelas frias a distâncias próximas levanta muitas questões sobre este processo. Para esclarecer melhor esta questão, está sendo executado o maior programa de exoplanetas do Ciclo 2 do telescópio espacial James Webb, intitulado "Anãs Vermelhas e os Sete Gigantes", concebido para estudar mundos improváveis como TOI-5205 b, por vezes designados por GEMS (“giant exoplanets around M dwarf stars”).

Em 2023, foi confirmado a existência de TOI-5205 b, dando seguimento às informações do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, que o identificou pela primeira vez como um candidato a planeta. As observações de três trânsitos de TOI-5205 b revelaram algo que os astrônomos não conseguiram explicar facilmente. Ficaram surpreendidos ao ver que a atmosfera do planeta tem uma concentração mais baixa de elementos pesados, em relação ao hidrogênio. do que um planeta gigante gasoso do nosso próprio Sistema Solar, como Júpiter. Tem até uma metalicidade mais baixa do que a sua própria estrela hospedeira. Isto faz com que se destaque entre todos os planetas gigantes que foram estudados até à data. Além disso, embora menos surpreendente, os trânsitos revelaram metano (CH₄) e sulfureto de hidrogênio (H₂S) na atmosfera de TOI-5205 b.

Para contextualizar as descobertas, os astrônomos utilizaram modelos sofisticados do interior planetário para prever que a composição total de TOI-5205 b é cerca de 100 vezes mais rica em metais do que a sua atmosfera, tal como medido pelos trânsitos. Foi observada Uma metalicidade muito inferior à prevista pelos modelos para a composição global do planeta, calculada a partir de medições da massa e do raio do planeta. Isto sugere que os seus elementos pesados migraram para o interior durante a formação e que, atualmente, o seu interior e a sua atmosfera não se misturam. Em resumo, estes resultados sugerem uma atmosfera planetária muito rica em carbono e pobre em oxigênio.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Carnegie Science

A ligação da composição dos exoplanetas e de suas estrelas hospedeiras

Os astrônomos descobriram que um planeta gigante, WASP-189b, reflete a composição da sua estrela hospedeira, fornecendo a primeira evidência direta de um conceito fundamental da astrobiologia.

© NOIRLab (ilustração de Júpiter ultraquente orbitando estrela)

Esta descoberta foi alcançada através da primeira medição simultânea de magnésio e silício gasosos na atmosfera de um planeta. A equipe utilizou o telescópio Gemini South, metade do Observatório Internacional Gemini.

A quase 320 anos-luz de distância, na direção da constelação de Balança, encontra-se WASP-189b, um exoplaneta classificado como Júpiter ultraquente. Os Júpiteres ultraquentes têm temperaturas suficientemente elevadas para vaporizar elementos formadores de rochas, como o magnésio (Mg), o silício (Si) e o ferro (Fe), oferecendo uma oportunidade rara de observar estes elementos através da espectroscopia, ou seja, a técnica de decompor a luz nos seus comprimentos de onda componentes para identificar a presença de substâncias químicas.

Os astrônomos observaram o exoplaneta WASP-189b utilizando o instrumento IGRINS (Immersion GRating INfrared Spectrograph) quando este esteve temporariamente montado no telescópio Gemini South, no Chile. Este poderoso instrumento permitiu-lhes medir simultaneamente o conteúdo de magnésio e silício na atmosfera do exoplaneta. Esta é a primeira vez que tal medição é realizada, e os dados revelam que WASP-189b partilha a mesma proporção de magnésio para silício que a sua estrela hospedeira. Esta descoberta fornece a primeira evidência observacional de uma hipótese amplamente aceita acerca da formação de planetas e abre um novo caminho para compreender como os exoplanetas se formam e evoluem.

Pensa-se que planetas gigantes e quentes como WASP-189b tenham uma camada exterior de gás cuja composição química é influenciada pelo disco de material no qual se formaram, conhecido como discos protoplanetários. E os pesquisadores assumem que a proporção de elementos formadores de rochas num disco protoplanetário corresponde à da estrela hospedeira, uma vez que ambos nasceram da mesma nuvem primordial de material.

Esta ligação química inferida entre uma estrela e os planetas que se formam à sua volta é frequentemente utilizada para modelar a composição de exoplanetas rochosos. Esta ligação baseava-se anteriormente em medições realizadas no nosso Sistema Solar e, até agora, não tinha sido observada diretamente em planetas em outros locais.

O WASP-189b proporciona-nos um ponto de referência observacional para a nossa compreensão da formação de planetas terrestres, uma vez que oferece uma quantidade mensurável que valida a suposta semelhança entre a composição estelar e a proporção de material rochoso em torno das estrelas hospedeiras utilizado para formar planetas.

Esta suposição não só é útil para compreender a formação de planetas, como também é fundamental para o campo da astrobiologia, que inclui o estudo de ambientes habitáveis no Sistema Solar. Ao medir a composição química de uma estrela, os cientistas podem inferir a abundância de elementos formadores de rochas nos exoplanetas da estrela, o que pode determinar as condições geoquímicas que tornam um planeta habitável. Por exemplo, os elementos formadores de rochas na Terra são, em parte, responsáveis pelo nosso campo magnético protetor, pela tectônica de placas e pela liberação de substâncias químicas essenciais à vida na nossa atmosfera, oceanos e solo.

À medida que o campo dos exoplanetas se volta para a caracterização de planetas terrestres e procura elucidar as condições habitáveis de mundos rochosos, as evidências empíricas que validam a relação entre as composições estelares e planetárias representam um fundamental passo em frente. E o nível de resolução espectral necessário para este tipo de estudos está atualmente disponível apenas em telescópios terrestres.

Novas observações de alta resolução em múltiplos comprimentos de onda, para estudar atmosferas de exoplanetas como a de WASP-189b, vão ajudar a revelar o inventário químico mais abrangente que existe em mundos distantes. Tais estudos permitirão uma compreensão mais profunda das condições que regem as origens, a evolução e a potencial habitabilidade dos planetas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Gemini Observatory

Medindo o vento quente da Galáxia do Charuto

Pela primeira vez, os astrônomos mediram diretamente a velocidade do gás superaquecido que se expande a partir de um "caldeirão" de atividade estelar no coração da Galáxia do Charuto (M82), que está passando por um extraordinário surto de formação estelar.

© Chandra / Hubble / Spitzer (galáxia M82)

O material move-se a mais de 3 milhões de quilômetros por hora e parece ser a principal força motriz de um vento mais frio, bem estudado e à escala da galáxia. Os pesquisadores fizeram os cálculos utilizando dados do instrumento Resolve a bordo da nave espacial XRISM (X-ray Imaging and Spectroscopy Mission).

O modelo clássico de galáxias com surtos de formação estelar, como M82, sugere que as ondas de choque provenientes da formação estelar e das supernovas perto do centro aquecem o gás, dando início a um vento poderoso. Antes do XRISM, não havia a capacidade de medir as velocidades necessárias para testar essa hipótese. Agora, nota-se o gás se move ainda mais depressa do que alguns modelos preveem, mais do que o suficiente para impulsionar o vento até à orla da galáxia.

A missão XRISM é liderada pela JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) em colaboração com a NASA, com contribuições da ESA. A NASA e a JAXA também desenvolveram em conjunto o instrumento Resolve.

A galáxia M82 está localizada a 12 milhões de anos-luz de distância, na direção da constelação setentrional da Ursa Maior. Os astrônomos classificam-na como uma galáxia "starburst", pois está formando estrelas a um ritmo muito superior ao habitual para o seu tamanho, cerca de 10 vezes mais depressa do que a Via Láctea. A galáxia M82 é bem conhecida pelo seu vento extenso e frio, que se estende por 40.000 anos-luz e impulsiona enormes quantidades de gás e poeira.

Os cientistas têm-na estudado através de várias missões, incluindo os telescópios espaciais Chandra, Webb, Hubble e o já aposentado Spitzer, tentando estabelecer uma ligação entre a atividade estelar e o fluxo em grande escala. Os pesquisadores pretendem, em particular, compreender o papel dos raios cósmicos. Estas partículas carregadas e velozes encontram-se por todo o cosmos e são aceleradas por alguns dos mesmos eventos que os cientistas acreditam produzirem ventos como os de M82. Existe a possibilidade de serem a principal fonte de pressão exterior sobre o gás. 

A alta resolução e sensibilidade do instrumento Resolve do XRISM permitiram medir com precisão a velocidade do vento quente, observando um sinal de raios X proveniente de ferro superaquecido no centro da galáxia. A intensidade dos raios X provenientes do ferro e de outros elementos revelou-lhes a temperatura, exatamente dentro das previsões, a 25 milhões de graus Celsius. O calor exerce pressão sobre o gás e empurra-o para fora. Esta fuga da alta pressão para baixa pressão forma o vento, a mesma razão pela qual os ventos sopram na atmosfera terrestre. A largura das linhas espectrais do ferro revelou a velocidade do vento quente. Isto funciona através do efeito Doppler, o mesmo fenômeno que faz com que um som, como o de uma sirene, aumente ou diminua de tom devido ao movimento da fonte em direção a nós ou para longe de nós. No caso de M82, o material quente perto do centro move-se rapidamente em ambas as direções, alongando a linha espectral do ferro. A extensão do alongamento revela a velocidade do ferro. 

Os pesquisadores descobriram que o vento é um pouco mais rápido do que o esperado. Combinado com a alta temperatura, é potente o suficiente para produzir o vento frio sem raios cósmicos, embora estes possam ainda estar contribuindo. Foi calculado que o centro de M82 expele gás suficiente todos os anos para formar sete estrelas com a massa do nosso Sol. Isto representa outro enigma. Se o vento soprar de forma constante à velocidade que foi medida, pensa-se que pode alimentar o vento maior e mais frio, expelindo quatro massas solares de gás por ano.

Mas o XRISM indica que há muito mais gás se movendo para fora. Para onde vão as três massas solares adicionais? Será que escapam da galáxia como gás quente por alguma outra via? As observações da galáxia M82 pelo satélite XRISM ajudarão a melhorar os modelos das galáxias "starburst", o que poderá ajudar os cientistas a responder a este tipo de perguntas no futuro. As contribuições da NASA para projetos internacionais como o XRISM fazem parte dos esforços da agência para inovar com missões científicas ambiciosas que nos ajudarão a compreender melhor como funciona o nosso cosmos.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Resolvido mistério de meio século de uma estrela famosa

Uma companheira invisível que consome matéria da estrela Gamma Cassiopeiae, visível a olho nu, foi identificada como a responsável pelos curiosos raios X provenientes do sistema estelar. Isto encerra um mistério que intrigava os astrônomos há mais de cinquenta anos.

© ESA (ilustração da estrela massiva Gamma Cassiopeiae)

Observações inéditas de alta resolução realizadas pelo XRISM (X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission) revelaram que os raios X estão ligados ao movimento orbital de uma estrela anã branca companheira, permitindo aos astrônomos finalmente resolver o mistério.

A estrela Gamma Cassiopeiae (γ Cas, gamma-Cas) é visível para os europeus em todas as noites sem nuvens. Constitui o "ponto" central da inconfundível constelação de Cassiopeia, em forma de "W". Apesar da sua proeminência no céu noturno, tem estado envolta em mistério desde 1866, quando o astrônomo italiano Angelo Secchi reparou em algo estranho na sua assinatura de luz. A sua "impressão digital" de hidrogênio era brilhante, enquanto em estrelas como o nosso próprio Sol isto normalmente se manifesta como uma linha escura.

Esta característica peculiar deu origem a uma nova classe de estrelas, denominadas estrelas "Be", combinando o "B" associado às estrelas massivas azuis-esbranquiçadas e quentes com o "e" proveniente da peculiar emissão de hidrogênio. Foram necessárias várias décadas até que os astrônomos compreendessem que estas emissões provinham de um disco giratório de matéria ejetada pela estrela em rápida rotação. Tais discos podem formar-se e dispersar-se ao longo do tempo, resultando em variações no brilho da estrela.

À medida que as observações com telescópios se tornaram mais refinadas, foi possível monitorar o movimento de gama-Cas, revelando que esta deve ter uma estrela companheira de baixa massa. Uma vez que a companheira não é observável diretamente com telescópios, pensa-se que poderá ser uma anã branca, um objeto compacto com a massa do Sol, mas do tamanho da Terra.

Então, em meados da década de 1970, surgiu um novo mistério: descobriu-se que gamma-Cas brilhava em raios X altamente energéticos e incomuns. Estudos posteriores revelaram que a origem deste brilho de raios X provinha principalmente de plasma extremamente quente a 150 milhões de graus, brilhando com uma luminosidade cerca de 40 vezes superior ao normalmente esperado para estrelas tão massivas.

Com o advento dos telescópios espaciais de raios X, incluindo o XMM-Newton da ESA, o Chandra da NASA e o eROSITA, liderado pela Alemanha, os astrônomos descobriram cerca de duas dúzias de estrelas do tipo gamma-Cas com emissões de raios X semelhantes, o que as torna um grupo especial entre as estrelas Be em geral.

Ao longo dos anos, a explicação para os raios X de alta energia resumiu-se a duas teorias concorrentes. Será que os campos magnéticos locais da estrela estariam interagindo com os do disco circundante, produzindo o material quente? Ou será que os raios X são gerados pelo material do disco da estrela Be que cai sobre a companheira anã branca?

Finalmente, existe um instrumento com precisão suficiente para resolver o mistério: o espetrômetro de alta resolução, Resolve, do XRISM. Numa campanha de observação dedicada, o XRISM revelou que os sinais do plasma quente seguem o movimento orbital da estrela companheira, de outra forma invisível. Por outras palavras, a anã branca companheira consome material de gamma-Cas, emitindo raios X ao fazê-lo.

Compreender que os objetos gamma-Cas são estrelas do tipo Be emparelhadas com uma anã branca que está acretando matéria resolve o mistério dos raios X. Mas também suscita outra curiosidade sobre como a população mais ampla deste tipo de sistemas binários se forma e evolui. Há muito que se esperava que tais pares fossem comuns, principalmente entre estrelas de baixa massa. No entanto, novas investigações mostram que são mais raros do que o previsto e, em vez disso, tendem a ocorrer em estrelas Be de alta massa.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Voltando a observar a Nebulosa do Caranguejo

Há quase um milênio, os astrônomos testemunharam uma nova estrela brilhante resplandecendo no céu. uma supernova tão luminosa que foi visível à luz do dia durante semanas.

© STScI (Nebulosa do Caranguejo)

Hoje, o seu remanescente em expansão, a Nebulosa do Caranguejo, continua evoluindo. Associada pela primeira vez a registos históricos por Edwin Hubble, a nebulosa tem sido, desde então, estudada em pormenor pelo telescópio espacial Hubble, que revisitou agora esta antiga explosão para acompanhar a sua expansão e transformação contínuas.

Um quarto de século após as suas primeiras observações da Nebulosa do Caranguejo, o telescópio espacial Hubble lançou um novo olhar sobre o remanescente de supernova. A Nebulosa do Caranguejo é o resultado da SN 1054, localizada a 6.500 anos-luz da Terra, na constelação de Touro. O resultado é uma visão detalhada e sem paralelo do rescaldo de uma supernova e de como esta evoluiu durante a longa vida do telescópio espacial Hubble.

O remanescente de supernova foi descoberto em meados do século XVIII e, na década de 1950, Edwin Hubble foi um dos vários astrônomos que notaram a estreita correlação entre os registos astronômicos chineses de uma supernova e a posição da Nebulosa do Caranguejo. A descoberta de que o coração da Nebulosa do Caranguejo continha um pulsar, uma estrela de nêutrons em rotação rápida, que impulsionava a expansão da nebulosa, acabou por alinhar as observações modernas com os registos antigos.

Na sua nova imagem da nebulosa, o Hubble captou detalhes extraordinários da sua estrutura filamentar, bem como o considerável movimento de expansão desses filamentos ao longo de 25 anos, a uma velocidade de 5,5 milhões de quilômetros por hora. O Hubble é o único telescópio que combina longevidade e resolução, capaz de captar estas alterações detalhadas. Para uma melhor comparação com a nova imagem, a imagem da Nebulosa do Caranguejo captada pelo Hubble em 1999 foi reprocessada. A variação de cores em ambas as imagens Hubble mostra uma combinação de alterações na temperatura local e na densidade do gás, bem como na sua composição química.

A equipe científica observou que os filamentos na periferia da nebulosa parecem ter-se deslocado mais do que os do centro e que, em vez de se esticarem ao longo do tempo, parecem ter-se simplesmente deslocado para fora. Isto deve-se à natureza do Caranguejo como uma nebulosa de vento de pulsar alimentada por radiação de síncrotron, criada pela interação entre o campo magnético do pulsar e o material da nebulosa. Em outros remanescentes de supernova bem conhecidos, a expansão é, pelo contrário, impulsionada por ondas de choque da explosão inicial, erodindo as camadas de gás circundantes que a estrela moribunda tinha anteriormente expelido.

As novas observações do Hubble, com maior resolução, estão também fornecendo novas informações sobre a estrutura tridimensional da Nebulosa do Caranguejo, algo que pode ser difícil de determinar a partir de uma imagem bidimensional. É possível observar as sombras de alguns dos filamentos projetadas sobre a névoa de radiação de síncrotron no interior da nebulosa. Contrariamente ao que seria de esperar, alguns dos filamentos mais brilhantes nas imagens mais recentes do Hubble não apresentam sombras, indicando que devem estar localizados no lado oposto da nebulosa.

De acordo com os pesquisadores, o verdadeiro valor das observações da Nebulosa do Caranguejo, pelo Hubble, ainda está por vir. Os dados do Hubble podem ser combinados com dados recentes de outros telescópios que estão observando a Nebulosa do Caranguejo em diferentes comprimentos de onda da luz. O telescópio espacial James Webb divulgou as suas observações infravermelhas da Nebulosa do Caranguejo em 2024. A comparação da imagem do Hubble com outras observações contemporâneas em vários comprimentos de onda ajudará os cientistas a compor um quadro mais completo do contínuo rescaldo da supernova, séculos depois de os astrônomos se terem questionado pela primeira vez acerca de uma nova estrelinha cintilando no céu.

Um artigo científico que detalha a nova observação do Hubble foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute