Planetas recém-formados através das suas "impressões digitais" de poeira

Uma equipe de astrônomos, liderada pela Universidade de Warwick em colaboração com pesquisadores do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e da Universidade McMaster, desenvolveu um método inovador para utilizar as propriedades dos anéis de poeira em torno das estrelas para estimar as massas de planetas recém-formados.

© A. Faruqi (simulação de um planeta embebido num disco protoplanetário)

Esta pesquisa oferece aos astrônomos uma nova maneira de localizar e caracterizar planetas que se encontram demasiado imersos no seu ambiente natal para serem observados diretamente.

Os planetas formam-se em discos giratórios de gás e poeira que rodeiam as estrelas jovens. Novos e potentes telescópios, como o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), revelaram que muitos destes discos protoplanetários contêm impressionantes estruturas em forma de anel. Há muito que se suspeitava que estas fossem pistas para os planetas que potencialmente orbitam dentro dos discos, mas até agora métodos robustos para as interpretar revelavam-se difíceis de encontrar.

Nesta pesquisa foram utilizadas simulações computacionais detalhadas para determinar como planetas de diferentes massas moldam os anéis de poeira à sua volta. Descobriu-se que a largura de um anel, a localização do seu ponto mais brilhante e a quantidade de poeira que contém apresentam, todas elas, sinais reveladores do planeta responsável.

Crucialmente, a equipe identificou uma relação matemática simples entre a localização do pico de brilho de um anel e a massa do seu planeta hospedeiro, uma relação que se mantém independentemente do comprimento de onda de observação ou do tamanho dos grãos de poeira que estão sendo observados. Isto implica na possibilidade de aplicar o método a observações existentes sem precisarem de conhecimento detalhado das condições do disco.

Para validar esta abordagem, os pesquisadores aplicaram o método a PDS 70, um dos poucos sistemas onde os planetas foram diretamente fotografados no interior do seu disco. Determinaram uma massa para o planeta PDS 70 c que está em forte concordância com estimativas independentes. Aplicaram também a técnica a cinco discos do recente levantamento exoALMA, prevendo novas estimativas de massa para os planetas que potencialmente se escondem no seu interior.

As descobertas abrem novas possibilidades para observações de discos que ajudarão a confirmar a existência de planetas que se suspeita estarem escondidos nos discos, revelarão outros totalmente novos e poderão elucidar os processos que podem ter desempenhado um papel na formação do nosso próprio Sistema Solar.

© ALMA (vinte discos protoplanetários próximos)

Conhecido como DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project), este "Grande Programa" do ALMA produziu imagens impressionantes e de alta resolução de vinte discos protoplanetários próximos e proporcionou novas informações sobre a variedade de características que estes contêm e a velocidade com que os planetas podem surgir.

Outro resultado notável das simulações é que, em discos típicos, os planetas mais massivos em formação podem reter até vinte vezes a massa da Terra em poeira dentro desses anéis. Isto confirma as observações do ALMA, mas levanta a questão de por que razão não foram detectados novos planetas na poeira e nos seixos retidos no anel. Os resultados sugerem que a poeira é suficientemente abundante e concentrada para potencialmente dar início à formação de planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Warwick

Atividade magnética em exoplanetas

Uma equipe de astrônomos encontrou as pistas mais convincentes obtidas até à data de que alguns planetas fora do nosso Sistema Solar podem ser magnéticos.

© ESO (ilustração de um exoplaneta com campo magnético)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT), do Observatório Europeu do Sul (ESO), e do telescópio Gemini North, os pesquisadores mediram as velocidades dos ventos em sete exoplanetas muito quentes, semelhantes a Júpiter.

As observações revelaram que os ventos nestes planetas são muito provavelmente regidos por campos magnéticos, proporcionando a primeira medição confiável de magnetismo em planetas fora do Sistema Solar.

O campo magnético da Terra influencia a nossa atmosfera de maneiras complexas e é, por isso, um fator determinante para compreendermos como é que o nosso planeta é capaz de suportar vida. Existem também campos magnéticos em outros planetas do Sistema Solar, como Júpiter e Saturno. No entanto, nos últimos 15 anos, ainda ninguém tinha conseguido medir diretamente a intensidade de campos magnéticos em exoplanetas, o que aconteceu agora.

A equipe, no entanto, não tinha como objetivo inicial medir campos magnéticos, mas sim ventos. Foram medidas as velocidades do vento em sete exoplanetas que orbitam estrelas diferentes: gigantes gasosos como Júpiter, cada um deles situado muito próximo da sua estrela anfitriã e com acoplamento de maré, ou seja, com a rotação sincronizada com a órbita. Tal como nós vemos apenas um lado da Lua, também estes planetas mantêm sempre uma face voltada para a sua estrela, o que resulta num lado diurno escaldante e num lado noturno gelado.

Esta diferença de temperaturas entre os dois lados do planeta dá origem a um clima muito diferente do existente na Terra, com a criação de ventos tremendamente fortes. As velocidades dos ventos nos exoplanetas observados variam entre cerca de 7.200 km/h e mais de 25.000 km/h. Em termos de comparação, em Júpiter os ventos mais rápidos atingem velocidades de cerca de 1.500 km/h.

Para as medições, a equipe utilizou dados do instrumento ESPRESSO, instalado no VLT do ESO, no deserto chileno do Atacama, e de um instrumento semelhante colocado no telescópio Gemini North, no Havaí, EUA. Ao analisarem como é que a velocidade dos ventos variava em função da temperatura do planeta, os pesquisadores viram surgir um padrão muito intrigante: quanto mais quente o planeta, mais lento o vento. Este resultado é totalmente contraintuitivo porque, em condições iguais, os planetas quentes dispõem, naturalmente, de mais energia para acelerar os ventos!

A equipe concluiu que a explicação mais plausível para este mistério passa, muito provavelmente, pela presença de campos magnéticos na globalidade do planeta, já que estes campos podem funcionar como um freio, abrandando assim o movimento de partículas carregadas na atmosfera. Os dados permitiram aos pesquisadores inferir a intensidade do campo magnético em cada um dos planetas estudados, tendo-se descoberto que é comparável à dos campos encontrados no nosso Sistema Solar: aproximadamente quatro vezes mais forte do que o de Saturno, ou cerca de metade da intensidade do de Júpiter.

Campos magnéticos tão intensos poderão afetar mais do que apenas os ventos nestes planetas distantes. Na Terra conhecemos a beleza das auroras boreais e austrais, onde partículas carregadas do Sol colidem com o nosso campo magnético e são guiadas para os polos, colidindo com gases na atmosfera para produzir espetáculos coloridos de verde, rosa e roxo. Nos exoplanetas estudados, as auroras induzidas magneticamente podem ser ainda mais espetaculares.

A equipe aguarda com expectativa a chegada do Extremely Large Telescope do ESO, que ajudará a caracterizar não só grandes exoplanetas, semelhantes a Júpiter, mas também outros menores, como a Terra, possivelmente até detectando gases que possam produzir auroras nestes mundos distantes.

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

A rotação retrógrada do planeta Vênus

Estudo mostra que uma interação de fatores gravitacionais e atmosféricos é capaz de inverter o sentido de rotação do planeta Vênus, sem necessidade de colisões com corpos externos.

© NASA / Magellan (visão hemisférica por radar de Vênus)

Cientistas brasileiros podem ter desvendado, enfim, a razão pela qual Vênus gira no sentido contrário ao da Terra, fenômeno chamado de rotação retrógrada.

O motivo pode ser uma combinação de fatores gravitacionais e atmosféricos inerentes ao próprio planeta, sem a necessidade de colisões entre corpos celestes ou outros eventos catastróficos externos, segundo um estudo realizado por pesquisadores do Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG-USP).

A maioria dos planetas do Sistema Solar, incluindo a Terra, gira em torno do próprio eixo de oeste para leste, à exceção de Vênus e Urano, que giram de leste para oeste; mas a origem dessa rotação retrógrada nunca foi satisfatoriamente explicada. No caso de Vênus, que é um planeta rochoso, o estudo do IAG-USP mostra que a inversão do sentido de rotação pode emergir naturalmente da interação entre marés gravitacionais e efeitos térmicos na atmosfera.

A rotação de Vênus foi determinada no início dos anos 1960, quando observações de radar conseguiram atravessar sua espessa cobertura de nuvens. Medições mais recentes indicam um período de aproximadamente 243 dias, em sentido retrógrado. Desde então, sabe-se que esse estado resulta do equilíbrio entre dois mecanismos físicos antagônicos. De um lado, atuam as marés gravitacionais, geradas principalmente pela atração do Sol, que tendem a desacelerar a rotação do planeta e levá-lo a um estado de sincronização com o movimento orbital. De outro, a atmosfera extremamente densa de Vênus, cerca de 90 vezes mais massiva que a da Terra, sofre aquecimento desigual pela radiação solar, produzindo deformações térmicas que geram um torque atmosférico capaz de acelerar a rotação em sentido oposto ao das marés.

Essa competição entre os dois mecanismos explica por que Vênus gira para trás hoje. Mas não responde a uma questão fundamental: como o planeta chegou a esse estado?

O estudo mostra que a atmosfera não apenas mantém a rotação retrógrada, mas é essencial para sua própria existência. Simulações indicam que, se Vênus fosse privado de sua atmosfera, a ação isolada das marés gravitacionais faria o planeta retornar a uma rotação direta em menos de 1 milhão de anos. Nesse cenário, ela tenderia a se sincronizar com o período orbital (o tempo que um corpo celeste leva para completar uma volta inteira ao redor de outro objeto no espaço), como ocorre com a Lua em relação à Terra.

“Se a inversão tivesse sido causada por um evento súbito, como uma colisão, o planeta voltaria depois a girar no sentido correto. Portanto, não pode ser um efeito instantâneo, tem de ser um processo contínuo”, argumenta Sylvio Ferraz Mello, professor do IAG-USP e autor principal do trabalho.

Isso significa que a rotação retrógrada não é um estado robusto por si só: ela depende continuamente da presença e das propriedades da atmosfera. Para entender a origem desse comportamento, o estudo analisa as equações que descrevem a evolução da rotação sob a ação conjunta dos dois torques. O resultado revela uma estrutura típica de sistemas dinâmicos: uma bifurcação em forquilha. Sem atmosfera significativa, o sistema possui um único estado estável, a rotação síncrona (quando o tempo que um corpo celeste leva para dar uma volta em torno de si mesmo é exatamente igual ao tempo que leva para completar uma órbita ao redor de outro corpo).

Com o aumento da influência atmosférica, ele perde estabilidade e se desdobra em dois novos estados estáveis, ambos assíncronos: um com rotação mais lenta que a órbita (subsíncrona) e outro com rotação mais rápida (supersíncrona). Um desses estados pode evoluir para rotação retrógrada. Existe um ponto em que o sistema bifurca: ou o planeta passa a girar mais rápido ou mais devagar. As duas possibilidades se apresentam. No caso de Vênus, ele seguiu o caminho mais lento até inverter o sentido.

O modelo permite reconstruir um possível cenário evolutivo para Vênus. Inicialmente, o planeta, ainda com atmosfera pouco desenvolvida, estaria sujeito principalmente às marés gravitacionais, evoluindo em direção à sincronização. No início, Vênus deve ter girado como a Terra, com o Sol nascendo a leste e se pondo a oeste. As marés foram freando essa rotação até atingir o estado síncrono. Com o tempo, o degaseamento do interior do planeta (o processo pelo qual gases são liberados para a superfície) levou à formação de uma atmosfera densa. Isso aumentou progressivamente o torque atmosférico, até que o sistema atingiu o ponto de bifurcação. A partir desse ponto, a rotação poderia evoluir para um dos dois estados possíveis, com probabilidades comparáveis. Em função das condições no momento da transição, o planeta seguiu para um regime que se tornou retrógrado.

O estudo também mostra que o estado atual de Vênus pode estar próximo de um limite de estabilidade. Pequenas variações em parâmetros como temperatura superficial ou propriedades atmosféricas tenderiam a alterar o equilíbrio entre os torques. E, em certas condições, o sistema perderia estados estacionários estáveis, com uma evolução contínua da rotação. As observações disponíveis ainda não são suficientemente precisas para descartar mudanças lentas no período de rotação, que, eventualmente, estariam ocorrendo.

Um dos resultados mais relevantes do trabalho é sua possível generalização para outros sistemas planetários. O modelo indica que a inversão do sentido de rotação não é um fenômeno raro ou excepcional. Planetas rochosos situados na zona habitável de estrelas semelhantes ao Sol, região onde a temperatura permite a existência de água líquida, podem desenvolver atmosferas suficientemente densas para produzir torques comparáveis aos de Vênus. Nesses casos, a mesma dinâmica pode levar à rotação retrógrada.

Ao substituir cenários catastróficos por um mecanismo contínuo e previsível, o estudo oferece uma nova perspectiva sobre a evolução da rotação planetária. Mais do que explicar um caso particular, ele aponta para um comportamento possivelmente comum no Universo e amplia o quadro teórico necessário para interpretar a diversidade de planetas já observados.

O trabalho foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: José Tadeu Arantes | Agência FAPESP

Galáxias sendo moldadas pelo local onde residem

Um grande protoaglomerado de galáxias, descoberto pela primeira vez com o telescópio Subaru, foi analisado em pormenor utilizando o telescópio espacial James Webb.

© NAOJ (protoaglomerado Loktak)

O estudo revelou que as galáxias em regiões densamente povoadas são mais extensas do que galáxias semelhantes em ambientes menos densos. O resultado mostra que, mesmo quando o Universo tinha apenas 1,2 bilhões de anos, o ambiente já influenciava a forma como as galáxias cresciam.

Como se formaram as maiores estruturas do Universo? No Universo atual, as galáxias não estão distribuídas uniformemente pelo espaço. Elas agruparam-se, e esses grupos formam enormes aglomerados de galáxias contendo centenas ou mesmo milhares de galáxias. Mas estas estruturas gigantes não existiam no início do Universo. No Universo primitivo, regiões ligeiramente mais densas de matéria cresceram gradualmente sob a ação da gravidade e acabaram por se desenvolver em aglomerados de galáxias.

Estas "sementes" de aglomerados de galáxias são conhecidas como protoaglomerados. Uma das questões fundamentais para os astrônomos é quando é que os ambientes densos começaram a influenciar a forma como as galáxias evoluem. No Universo moderno, as galáxias em agloemrados apresentam frequentemente um aspecto muito diferente das galáxias isoladas. Tendem a ser mais massivas, têm dificuldade em formar novas estrelas e apresentam formas mais arredondadas.

Este fenômeno, em que o crescimento de uma galáxia depende do seu ambiente, é conhecido como efeito ambiental. No entanto, ainda não é claro se tais efeitos já estavam presentes no Universo primitivo, ou se só surgiram depois de os aglomerados de galáxias terem atingido a maturidade total.

Pesquisadores do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), utilizaram a câmara de campo amplo do telescópio Subaru, a HSC (Hyper Suprime-Cam), para realizar um grande levantamento do céu e descobriram um protoaglomerado massivo que existiu há 12,6 bilhões de anos.

As galáxias jovens com formação estelar ativa emitem frequentemente um tipo especial de luz chamado emissão Lyman-alfa. Esta emissão é produzida quando a radiação de estrelas jovens e quentes excita o gás hidrogênio circundante. As galáxias encontradas através deste sinal são chamadas emissoras Lyman-alfa e são marcadores úteis para rastrear a estrutura do Universo primitivo. Utilizando um filtro especial concebido para detectar esta luz, a equipe mapeou uma vasta área do céu e identificou uma região onde as galáxias se encontravam fortemente concentradas.

A estrutura recém-descoberta foi batizada de "Protoaglomerado Loktak", em homenagem ao Lago Loktak, em Manipur, na Índia. O nome reflete a forma como quatro concentrações de galáxias distintas estão interligadas numa estrutura maior, assemelhando-se às ilhas flutuantes do lago.

A equipe utilizou então imagens infravermelhas do telescópio espacial James Webb para comparar galáxias no interior do protoaglomerado com galáxias em ambientes mais típicos da mesma época cósmica. Quando observadas na luz ultravioleta, que revela as regiões onde as estrelas estão se formando, as duas populações de galáxias apresentaram poucas diferenças em termos de tamanho. No entanto, na luz óptica (que, devido à expansão do Universo, se esticou para comprimentos de onda infravermelhos), que revela a distribuição global das estrelas formadas anteriormente, as galáxias do protoaglomerado eram, em média, cerca de 1,4 vezes maiores do que as galáxias em ambientes normais. 

Embora os núcleos de formação estelar parecessem semelhantes, as galáxias no seu conjunto tinham crescido de forma diferente. Isto sugere que a formação estelar nos centros das galáxias decorreu de forma semelhante, mas as galáxias em ambientes densos construíram as suas estruturas estelares externas mais cedo e mais rapidamente.

A evolução das galáxias é determinada não só pela sua própria massa e propriedades internas, mas também pelo seu ambiente circundante desde uma fase inicial. O estudo sugere que a aparência das galáxias é moldado não só pelo que elas têm desde o nascimento, mas também pelo local onde crescem, e que este processo teve início nos capítulos mais antigos da história cósmica.

Futuras observações utilizando o PFS (Prime Focus Spectrograph) do Telescópio Subaru, bem como o seu sistema de óptica adaptativa de campo amplo de próxima geração, ULTIMATE, combinadas com o acompanhamento contínuo do telescópio espacial James Webb, ajudarão a determinar se este tipo de efeito ambiental era comum no Universo primitivo ou exclusivo do protoaglomerado Loktak.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Um buraco negro que se formou antes da sua galáxia

Recorrendo ao poder de imagem e espetroscopia sem precedentes do telescópio espacial James Webb, os pesquisadores mapearam o movimento e a composição do gás que orbita um buraco negro no centro da pequena galáxia Abell 2744-QSO1.

© NASA (Abell 2744-QSO1)

Os resultados sugerem que o buraco negro com 50 milhões de massas solares é anterior à sua galáxia hospedeira, tendo-se possivelmente formado no primeiro segundo do Big Bang, e deve ter sido imenso desde o início. O que surge primeiro, a galáxia ou o buraco negro?

Os cientistas há muito que pensam que poderia ser a galáxia: grandes estrelas dentro de uma galáxia existente consomem o seu combustível e colapsam para formar buracos negros, que podem devorar o material circundante e fundir-se ao longo do tempo para formar entidades mais massivas. Mas é difícil perceber como é que buracos negros com milhões a bilhões de vezes a massa do Sol, milhares dos quais foram agora detectados no Universo primitivo, puderam ter crescido tão rapidamente a partir de sementes tão pequenas.

Agora, pesquisadores que utilizam o Webb detectaram evidências claras de que alguns buracos negros supermassivos eram enormes desde o início, formando-se sem uma fase de colapso estelar e sem uma galáxia hospedeira significativamente mais massiva para os alimentar.

A conclusão da equipe baseia-se em observações detalhadas de Abell 2744-QSO1 (QSO1), um Pequeno Ponto Vermelho prototípico que existia apenas 700 milhões de anos após o Big Bang. Embora QSO1 tenha apenas 1.300 anos-luz de diâmetro e a sua luz tenha viajado por mais de 13 bilhões de anos, é mais fácil de estudar do que a maioria dos outros Pequenos Pontos Vermelhos porque sofre o efeito de lente gravitacional do aglomerado de galáxias Abell 2744 (Aglomerado de Pandora). QSO1 é tanto ampliado como triplicado, aparecendo em três locais diferentes no céu.

Estudos iniciais de QSO1 revelaram evidências convincentes de que pode ser pouco mais do que uma nuvem de gás brilhante de hidrogênio e hélio orbitando um buraco negro supermassivo estimado em 40 milhões de vezes a massa do Sol. Mas, tal como aconteceu com outros buracos negros primitivos descobertos pelo Webb, havia incerteza sobre se ele era realmente tão massivo.

Os pesquisadores utilizaram a ferramenta IFU (Integral Field Unit) do NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) do Webb para rastrear os efeitos da sua gravidade no gás que gira ao redor do buraco negro de QSO1. Quando representaram graficamente a velocidade de rotação em função da distância ao centro, descobriram que o gás tem um movimento kepleriano: orbita um ponto central da mesma forma que os planetas do nosso Sistema Solar orbitam o Sol. Isto é importante porque indica que a maior parte da massa de QSO1 está concentrada no buraco negro no centro. Se a massa estivesse mais distribuída, como seria o caso se houvesse muitas estrelas, o gás não apresentaria esta rotação kepleriana perfeita.

Uma vez que o movimento kepleriano é regido por leis simples da gravidade, ao medir a velocidade do gás foi possível calcular diretamente a massa do buraco negro, um feito que anteriormente não tinha sido possível. Foi descoberto que o buraco negro não só é imenso, com cerca de 50 milhões de massas solares, como representa uns surpreendentes dois terços da massa total de QSO1.

Esta proporção é milhares de vezes superior à das nossas galáxias vizinhas, onde os buracos negros supermassivos representam apenas uma fração minúscula da massa total da galáxia hospedeira. Os mapas de composição da IFU corroboraram estes resultados, mostrando que o gás em toda a galáxia QSO1 é quase inteiramente composto por hidrogênio e hélio, com muito poucos elementos mais pesados, como o oxigênio, que seriam de esperar numa galáxia rica em estrelas e detritos estelares. Com uma metalicidade inferior a 0,5% da do Sol, QSO1 é um dos ambientes galácticos mais primitivos alguma vez medidos.

A equipe considera que isto é um bom sinal de que os pressupostos utilizados para as medições indiretas de massa são válidos e de que as massas de outros buracos negros no Universo primitivo não foram sobrestimadas. A massa desproporcional do buraco negro de QSO1 em relação à sua galáxia hospedeira sugere que não se pode ter formado gradualmente a partir da fusão e alimentação de buracos negros de massa estelar muito menores. Os Pequenos Pontos Vermelhos como QSO1 não devem ter sido raros no Universo primitivo.

Os estudos foram publicados na revista Nature e no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Cambridge

As origens de Nereida, a lua mais excêntrica de Netuno

Netuno, o mais distante dos planetas, atua como um pastor do Sistema Solar exterior, dispersando gravitacionalmente asteroides distantes conhecidos como KBOs (Kuiper Belt Objects).

© NASA / Voyager 2 (Netuno)

Compreender a história de Netuno fornece pistas importantes sobre como o resto do Sistema Solar evoluiu até ao seu estado atual. O próprio Netuno é único inclinado 30 graus sobre o seu eixo, é o lar de algumas luas incomuns, incluindo a lua do tamanho de Plutão denominada Tritão. Tritão orbita Netuno em sentido inverso, um indicador de que não se formou em torno de Netuno, mas foi, em vez disso, capturado pela gravidade de Netuno depois de se ter formado em outro local do Sistema Solar.

Novas observações realizadas pelo Caltech (Instituto de Tecnologia da Califórnia), combinadas com simulações da história evolutiva de Netuno, indicam que uma lua netuniana frequentemente ignorada, chamada Nereida, pode revelar o passado do planeta.

Os planetas Júpiter, Saturno e Urano possuem todos "típicos" sistemas lunares, sendo que cada planeta tem várias luas grandes que orbitam de perto e ao longo do plano equatorial do planeta hospedeiro, bem como muitas luas menores, chamadas satélites irregulares, localizadas mais longe em órbitas inclinadas.

Netuno, por outro lado, tem apenas uma lua grande, Tritão, que contém 99,9% da massa de todo o seu sistema de luas. A órbita de Tritão é retrógrada, onde move-se no sentido dos ponteiros do relógio, enquanto Netuno orbita o Sol no sentido contrário ao dos ponteiros do relógio. Isto significa que Tritão não poderia ter-se formado no local, como as luas de Júpiter e de Saturno, a partir do disco de material que orbita no sentido anti-horário em torno do seu planeta. Em vez disso, pensa-se que Tritão é um KBO, tal como Plutão, que foi lançado para a trajetória de Netuno e capturado gravitacionalmente.

Antes da passagem da Voyager 2 por Netuno, em agosto de 1989, só se conhecia uma outra lua em torno de Netuno, Nereida. Descoberta pelo astrônomo holandês Gerard Kuiper em 1949, Nereida tem sido, desde então, um mistério. A lua segue uma órbita excêntrica, girando em torno de Netuno numa elipse, e está longe do seu planeta, mas não tão distante quanto os satélites irregulares em torno dos outros planetas gigantes.

Curiosamente, Nereida não tem uma órbita retrógrada como Tritão, e a sua órbita é muito menos inclinada do que a de outras luas irregulares no Sistema Solar. Tendo em conta estes detalhes, os cientistas debateram a origem de Nereida durante 70 anos, sem conseguirem concluir se a lua foi capturada ou se se formou localmente.

Em 2024, os estudantes do Caltech Matthew Belyakov e M. Ryleigh Davis utilizaram o telescópio espacial James Webb para observar o sistema de luas de Netuno, tendo Nereida como um dos alvos. A equipe utilizou o instrumento NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) do Webb, que divide a luz nos seus diversos comprimentos de onda para obter informações químicas sobre os alvos astronômicos.

O espetro de Nereida revelou-se bastante diferente do dos objetos do Cinturão de Kuiper; Nereida era, pelo contrário, mais semelhante às luas de Urano. Com base nos dados observacionais, que sugeriam uma origem não capturada para Nereida, Belyakov desenvolveu então simulações da evolução das luas de Netuno. As simulações mostraram que, quando Tritão entrou no sistema de Netuno e foi capturado, as luas netunianas existentes poderiam ter sido lançadas para órbitas excêntricas que pareciam idênticas à de Nereida. Isto sugere que Nereida se formou localmente em torno de Netuno, em vez de ser um objeto capturado.

Sem uma missão como da Voyager, é provável que muito sobre Nereida continue sendo um mistério. As imagens de Nereida pela Voyager têm apenas alguns pixels de diâmetro. Dando continuidade ao seu trabalho, a equipe pretende criar mais simulações para restringir o momento da captura de Tritão e as possíveis configurações do sistema lunar inicial em torno de Netuno.

Um artigo foi publicado na revista Science Advances.

Fonte: California Institute of Technology

Identificados os exoplanetas com maior período orbital

Uma colaboração internacional de astrônomos liderada pela ULL (Universidade de La Laguna) e pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) identificou dois planetas intrigantes, gigantescos, mas de baixa densidade, que orbitam a estrela HD 114082.

© IAC (ilustração do sistema planetário HD 114082)

Esta estrela tem apenas 15 milhões de anos, ou seja, é muito mais jovem do que o Sol (com 4,6 bilhões de anos), gira 15 vezes mais depressa, tem 28% mais massa e é cerca de mil graus mais quente e quase quatro vezes mais luminosa. Os seus planetas recebem cerca de 200 vezes mais luz e calor do que Júpiter.

O estudo, que envolveu a separação do fraco sinal planetário do sinal estelar, oferece pistas acerca da formação dos exoplanetas e ajuda a contextualizar o Sistema Solar. Foram identificados dois exoplanetas gigantes. Destacam-se entre os mais jovens detectados por passarem à frente da sua estrela, pois demoram mais tempo para completar uma órbita. O planeta interior, 20% mais próximo da sua estrela do que a Terra do Sol, tem o tamanho de Júpiter. O planeta exterior encontra-se à mesma distância orbital que a Terra e tem um raio 36% maior do que o de Júpiter e uma densidade média mais de 7,5 vezes inferior à da água, pelo que flutuaria. Os planetas movem-se em órbitas quase circulares no mesmo plano e podem estar em ressonância.

A partir das observações, foram geradas curvas de luz estelar (intensidade em função do tempo). Estas mostram quatro diminuições não consecutivas do planeta interior HD 114082 b. Cada diminuição de brilho, ou trânsito, deve-se ao fato de o planeta passar à frente da estrela, bloqueando uma pequena fração da sua luz do ponto de vista do Sistema Solar.

Estes dados permitiram determinar o seu período orbital com uma precisão de minutos: 225 dias, 13 horas e 12 minutos (incerteza de 34,56 segundos). O período do planeta exterior, HD 114082 c, 314 dias (margem de erro de 9%), foi estimado a partir de um único trânsito confirmado por dois instrumentos e medições suplementares. A atração gravitacional entre os dois planetas manifesta-se através de um efeito de "jogo da corda", que atrasa ou antecipa o trânsito do planeta companheiro; este efeito, tanto mais pronunciado quanto mais próximos de uma ressonância estes gigantes estiverem, pode ser medido mesmo que as suas massas sejam pequenas.

Como e onde é que se formaram estes planetas?

Estes gigantes formaram-se no disco protoplanetário, rico em gás e poeira, em torno da estrela. Inicialmente, acumularam material até formarem um núcleo sólido. Quando atingiram uma determinada massa, iniciou-se um descontrolado processo de acreção de gás e o calor interno provocou a expansão do seu invólucro. A teoria sugere que dois planetas nascidos muito próximos um do outro tendem a atingir massas semelhantes. A massa medida do planeta exterior é, no máximo, 24% da de Júpiter, ou seja, 4,4 vezes a massa de Netuno.

Estes gigantes devem ter influenciado as órbitas dos asteroides e cometas remanescentes da formação planetária mais próximos da estrela, organizando-os num cinturão que se encontra no mesmo plano que as órbitas dos planetas.

As descobertas obtidas colocam este sistema planetário em torno de HD 114082 no centro das atenções da comunidade exoplanetária. Nos próximos anos, observações de acompanhamento com instalações como as utilizadas neste trabalho e outras, tais como o telescópio espacial James Webb, permitirão caracterizar este sistema único com maior detalhe, desde a determinação precisa das massas dos planetas até à descoberta da composição química das suas atmosferas e outros mistérios ainda por resolver.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A fonte de energia das supernovas superluminosas

Uma equipe internacional que estuda dados do telescópio espacial de raios gama Fermi concluiu que a missão detectou a supernova SN 2017egm rara e incomumente luminosa.

© SDSS (supernova SN 2017egm)

A supernova superluminosa SN 2017egm foi descoberta pela missão Gaia da ESA no dia 23 de maio de 2017. Explodiu numa enorme galáxia espiral barrada conhecida como NGC 3191, mostrada à esquerda antes da explosão. A imagem à direita, captada a 1 de julho de 2017, mostra a supernova brilhando mais do que toda a galáxia.

Os pesquisadores afirmam que a supernova SN 2017egm provavelmente obteve a sua energia de uma estrela de nêutrons muito magnetizada, nascida do colapso estelar que desencadeou a explosão.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora as mudanças no cosmos para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Durante quase 20 anos, os astrônomos têm procurado nos dados do Fermi sinais de raios gama provenientes de milhares de supernovas e, embora tenham sido relatadas algumas pistas intrigantes, nenhuma era definitiva até agora.

As supernovas de colapso do núcleo ocorrem quando o centro produtor de energia de uma estrela com uma massa muitas vezes superior à do nosso Sol fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode. Durante o colapso, pode formar-se uma estrela de nêutrons do tamanho de uma cidade ou um buraco negro ainda menor. Uma onda de choque expulsa o resto da estrela, que se expande rapidamente como uma nuvem quente e densa de gás ionizado.

Nas últimas duas décadas, foram identificadas cerca de 400 excepcionais supernovas de colapso do núcleo. Cada um destes eventos, denominados supernovas superluminosas, produziu 10 ou mais vezes a quantidade de luz visível normalmente observada. Em 2024, um estudo observou que o LAT (Large Area Telescope) do Fermi pode ter detectado raios gama, a forma mais energética de luz, provenientes de uma supernova superluminosa que ocorreu anos antes.

Denominada SN 2017egm, esta explosão superpotente ocorreu na galáxia NGC 3191, localizada a cerca de 440 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação da Ursa Maior. Mesmo a esta distância, a explosão continua sendo uma das mais próximas do seu tipo.

Os pesquisadores procuraram raios gama provenientes das seis supernovas superluminosas mais próximas observadas durante os primeiros 16 anos da missão do Fermi, e apenas SN 2017egm apresenta indícios de raios gama, confirmando sugestões anteriores de que algumas supernovas podem ser tão luminosas em raios gama como o são no visível.

Os teóricos têm debatido as possíveis fontes de energia que conferem a estas explosões a sua força adicional. No topo da lista está a formação de um magnetar, um tipo de estrela de nêutrons com os campos magnéticos mais intensos que se conhecem, até 1.000 vezes a intensidade das estrelas de nêutrons típicas. É 10 trilhões de vezes mais forte do que um típico ímã que se coloca num frigorífico.

A equipe realizou uma análise mais aprofundada das características ópticas e de raios gama observadas na supernova para comparar a capacidade de diferentes modelos teóricos em reproduzi-las. Um modelo desenvolvido rastreou a forma como a luz e as partículas produzidas por um magnetar recém-formado se deslocariam para o exterior e interagiriam com os detritos em expansão da supernova.

Os cientistas esperam que um magnetar recém-formado gire algumas centenas de vezes por segundo. Esta rotação rápida produz um forte fluxo de elétrons e pósitron, as suas contrapartes de antimatéria, que forma uma vasta nuvem de partículas energéticas. Dentro desta nuvem, denominada nebulosa de vento de magnetar, várias interações alimentam a produção e a absorção de raios gama. Por exemplo, um elétron e um pósitron podem aniquilar-se, formando um par de fótons de raios gama, ou dois raios gama podem colidir e produzir as partículas.

Desta e de outras formas, os raios gama interagem com os detritos da supernova. Incapazes de escapar diretamente, são reprocessados, convertidos em luz visível de menor energia, o que confere à supernova um aumento adicional de luminosidade. 

Os pesquisadores sugerem que processos adicionais provavelmente desempenharam papéis importantes durante o longo desvanecimento de SN 2017egm. Estes incluem detritos caindo de volta sobre o magnetar e interações entre a onda de choque e a matéria ejetada pela estrela nos séculos anteriores ao seu colapso.

A equipe também analisou a capacidade de uma nova instalação terrestre de detecção de raios gama, o CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory), para detectar eventos como SN 2017egm. Segundo eles, com cerca de 50 horas de tempo de observação, seria possível detectar uma supernova semelhante a uma distância de cerca de 500 milhões de anos-luz.

A compreensão de fenômenos como SN 2017egm irá melhorar graças à cooperação entre essas instalações e a frota de observatórios espaciais da NASA que monitoram mudanças rápidas no Universo. O mecanismo do motor central do magnetar baseia-se em muitos avanços observacionais e teóricos sobre magnetares ao longo dos últimos 20 anos. A observação de raios gama provenientes de supernovas irá proporcionar uma nova forma de explorar o seu funcionamento interno.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

Descoberta galáxia quimicamente mais primitiva do Universo jovem

Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o telescópio espacial James Webb (JWST) e um fenômeno natural conhecido como lente gravitacional para obter uma caracterização definitiva de LAP1-B, uma galáxia ultrafraca com 13 bilhões de anos.

© JWST (galáxia LAP1-B)

Uma imagem em três cores criada a partir de dados obtidos com o instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb. Como as estrelas desta galáxia são extremamente fracas e poucas em número, a galáxia é invisível na imagem de fundo captada pelo NIRCam, mas outro instrumento, o NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph), conseguiu detectar assinaturas químicas. Uma visualização (não uma imagem real) dos dados de velocidade e distribuição do NIRSpec é apresentada na inserção para o oxigênio (verde) e dois estados de excitação diferentes do hidrogênio (azul e vermelho).

Aprofundando as detecções iniciais, este novo estudo revelou uma abundância extremamente baixa de oxigênio, apenas 1/240 da do Sol, um recorde. Este estado quimicamente primitivo, aliado a uma elevada proporção carbono-oxigênio e a um halo dominante de matéria escura, sugere que LAP1-B é a tão procurada "antecessora" das misteriosas galáxias fósseis encontradas hoje perto da Via Láctea.

Logo após o Big Bang, o Universo continha apenas elementos leves, como hidrogênio e hélio. Os elementos mais pesados, como o oxigênio e o carbono, foram forjados muito mais tarde no interior das primeiras estrelas. Durante décadas, os astrônomos tentaram encontrar o momento em que estas "estrelas de primeira geração" começaram a espalhar elementos mais pesados pelo cosmos. No entanto, as galáxias mais antigas que abrigam essas estrelas jovens e primordiais são tão pequenas e tênues que observar a sua composição química era praticamente impossível, até agora.

Pesquisadores da Universidade de Kanazawa, do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) e da Universidade de Tóquio, centraram-se na minúscula galáxia ultrafraca LAP1-B. A sua luz foi ampliada 100 vezes por lente gravitacional, em que a gravidade de um enorme aglomerado de galáxias atua como uma gigante e natural lente de telescópio no espaço. 

Para além da sua natureza primitiva, a galáxia apresenta uma elevada proporção da abundância carbono-oxigênio. Esta relação única de elementos está em estreita conformidade com as previsões teóricas do material disperso pelas explosões das primeiras estrelas do Universo.

A equipe também descobriu que LAP1-B é incrivelmente leve, menos de 3.300 vezes a massa do Sol, o que sugere que a maior parte da galáxia consiste de matéria escura invisível. Esta característica, juntamente com a sua composição química única, torna-a uma correspondência quase perfeita para as "galáxias anãs ultrafracas" encontradas hoje perto da Via Láctea, que são extremamente tênues, pequenas e contêm muito poucas estrelas.

As galáxias anãs ultrafracas não são apenas as galáxias mais tênues; são compostas por estrelas antigas com mais de 12 bilhões de anos e são frequentemente descritas como "fósseis do Universo". Os astrônomos suspeitavam que pudessem ser os vestígios das primeiras galáxias do Universo devido à ausência de elementos pesados, mas nunca tiveram uma ligação direta, até encontrarem LAP1-B. 

Esta descoberta estabelece uma nova forma de mapear o nascimento dos elementos e a formação das estruturas mais antigas do Universo. No futuro, a equipe planeja utilizar o Webb para procurar objetos ainda mais primitivos, com o objetivo de encontrar as primeiras galáxias alguma vez formadas.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Aglomerado de galáxias esconde um passado muito mais violento

O aglomerado de galáxias Abell 2029 é por vezes descrito como "o aglomerado mais tranquilo do Universo". Esta designação não se deve a uma "aura" particularmente serena, mas sim ao fato de o gás superaquecido que permeia o aglomerado parecer extremamente calmo.

© Chandra (aglomerado de galáxias Abell 2029)

Esta nova imagem composta mostra evidências da atividade passada do aglomerado na forma semelhante a um náutilo observada nos dados do Chandra (azul). A luz óptica proveniente de estrelas e galáxias no mesmo campo de visão aparece principalmente branca numa imagem do telescópio Pan-STARRS, localizado no Havaí.

Novas observações do observatório de raios X Chandra mostram claramente que Abell 2029 teve uma história muito mais conturbada do que a sua aparência atual sugere. O estudo mais recente conclui que Abell 2029 ainda está se estabilizando após uma colisão violenta com outro aglomerado menor, há cerca de quatro bilhões de anos.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas do Universo mantidas unidas pela gravidade. São compostos por centenas ou até milhares de galáxias, matéria escura invisível e uma enorme quantidade de gás que preenche o espaço entre as galáxias. Este gás é normalmente aquecido a milhões de graus, o que o faz brilhar em raios X.

Uma equipe liderada por astrônomos da Universidade de Boston e do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian obteve a observação de raios X mais profunda de sempre deste aglomerado utilizando o Chandra. Os dados do Chandra revelam sinais claros de que este aglomerado não teve uma história monótona.

A equipe pensa que a forma espiral no gás quente foi formada quando o gás no aglomerado se espalhou para os lados devido aos efeitos gravitacionais da colisão. A espiral espalhada em Abell 2029 é uma das mais longas já observadas, estendendo-se por cerca de dois milhões de anos-luz a partir do centro do aglomerado. Existem várias outras evidências da colisão passada, nunca vistas em conjunto num aglomerado, permitindo o rastreamento da história da sua colisão com um detalhe sem precedentes. 

Por fim, existe uma característica em forma de "baía" no gás quente, que os pesquisadores pensam poder ter sido causada por uma sobreposição entre as partes exteriores da espiral e o gás arrancado do aglomerado menor à medida que este passava pelo aglomerado maior. Embora pensa-se que se trata de uma relíquia da colisão, também são possíveis outras explicações para esta estrutura.

Simulações computacionais da colisão sugerem que o aglomerado menor tinha uma massa cerca de dez vezes inferior à do aglomerado maior. A espiral formou-se quando o aglomerado menor fez a sua primeira passagem pelo aglomerado maior, empurrando o seu gás para os lados. A gravidade do aglomerado maior fez então com que o outro aglomerado abrandasse e fosse atraído de volta para uma segunda colisão. Isto gerou uma frente de choque e deixou para trás um rastro de material, formando a região de "respingo". A frente de choque é demasiado fraca para ser vista nesta imagem.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

As origens de um par incomum de planetas

Um par planetário orbita uma estrela a cerca de 190 anos-luz da Terra. Um Júpiter quente, normalmente "solitário", partilha o espaço com um mini-Netuno, numa combinação rara e improvável que tem intrigado os astrônomos desde a descoberta do sistema em 2020.

© K. Chakraborty (ilustração de um mini-Netuno e um Júpiter quente)

Agora, cientistas do MIT (Massachusetts Institute of Technology) conseguiram vislumbrar a atmosfera do mini-Netuno, que trafega dentro da órbita do seu companheiro do tamanho de Júpiter, e descobriram pistas para explicar as origens deste sistema planetário incomum.

No estudo, os cientistas relatam novas medições da atmosfera do mini-Netuno, realizadas com o telescópio espacial James Webb da NASA. É a primeira vez que os astrônomos medem a composição de um mini-Netuno que reside dentro da órbita de um Júpiter quente. As suas medições revelam que o planeta menor tem uma atmosfera "pesada", rica em vapor de água, dióxido de carbono, dióxido de enxofre e traços de metano.

Uma atmosfera tão pesada não teria sido adquirida pelo planeta se este se tivesse formado na sua localização atual, muito perto da sua estrela. Em vez disso, os cientistas afirmam que as descobertas apontam para uma teoria alternativa sobre a sua origem: tanto o mini-Netuno como o Júpiter quente podem ter-se formado muito mais longe, na região mais fria do disco protoplanetário. Aí, os planetas poderiam ter acumulado lentamente atmosferas de gelo e outros compostos voláteis. Com o tempo, os planetas foram provavelmente atraídos para a estrela num processo gradual que os manteve próximos, com as suas atmosferas intactas.

Os resultados da equipe são os primeiros a mostrar que os mini-Netunos podem formar-se para além da "linha de gelo" de uma estrela. Esta fronteira refere-se à distância mínima de uma estrela onde a temperatura é suficientemente baixa para que a água se condense instantaneamente em gelo. Tal como o próprio nome indica, os mini-Netunos são planetas com uma massa inferior à de Netuno. São considerados anões gasosos, compostos principalmente por gás, com um núcleo interno rochoso. Os mini-Netunos são os planetas mais comuns na Via Láctea, embora, curiosamente, não exista nenhum mundo deste tipo no nosso próprio Sistema Solar.

Os astrônomos observaram muitos planetas orbitando uma grande variedade de estrelas em diversos sistemas planetários. Os mini-Netunos, portanto, são geralmente considerados planetas comuns. Os astrônomos fizeram a descoberta do sistema utilizando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Analisaram as medições do TESS relativas a TOI-1130, uma estrela localizada a 190 anos-luz da Terra, e detectaram sinais de um mini-Netuno e de um Júpiter quente, orbitando a estrela a cada quatro e oito dias, respectivamente.

Os Júpiteres quentes são "solitários", o que significa que não têm planetas companheiros dentro das suas órbitas. São tão massivos e a sua gravidade é tão forte que tudo o que se encontra dentro da sua órbita acaba por ser disperso. Mas, de alguma forma, neste Júpiter quente, um companheiro interior sobreviveu. E isso levanta questões sobre como é que um sistema deste tipo se poderia ter formado.

Foi descoberto que o mini-Nepuno e o Júpiter quente se encontravam em "ressonância de movimento médio", o que significa que cada um pode afetar o movimento do outro, puxando e empurrando, variando ligeiramente o tempo que cada um demora para orbitar a sua estrela. A partir das medições do telescópio espacial James Webb, a equipe descobriu que o planeta absorvia comprimentos de onda específicos da água, do dióxido de carbono, do dióxido de enxofre e, em menor grau, do metano. Estas moléculas são mais pesadas do que o hidrogênio e o hélio, que constituem atmosferas mais leves. Se os mini-Netunos se formassem muito perto da sua estrela, deveriam ter atmosferas leves. Mas os novos resultados da equipe contrariam essa suposição e apresentam uma nova forma como os mini-Netunos se poderiam ter formado.

Uma vez que foram encontradas moléculas mais pesadas na atmosfera de TOI-1130 b, que orbita muito próximo da sua estrela, os cientistas afirmam que a única explicação possível para a sua composição é que o planeta se formou muito mais longe do que a sua localização atual. O planeta provavelmente acumulou a sua atmosfera densa de água e outros compostos voláteis, como dióxido de carbono e dióxido de enxofre, na região gelada para além da linha de gelo da estrela. Neste ambiente muito mais frio, a água condensa-se nas partículas de poeira para formar pedrinhas geladas, que um planeta em formação pode atrair para a sua atmosfera. A água evapora-se à medida que migra lentamente para mais perto da sua estrela.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Aumenta a população conhecida de anãs marrons

Um novo estudo do projeto "Backyard Worlds: Planet 9" da NASA anunciou que os voluntários praticamente duplicaram o número de anãs marrons conhecidas, com mais de 3.000 novas descobertas feitas nos últimos 10 anos, desde o início do projeto.

© W. Pendrill (ilustração de uma anã marrom)

As anãs marrons são bolas de gás do tamanho de Júpiter, menos massivas do que as estrelas. Há uma por cada três ou quatro estrelas próximas do Sol. Embora as anãs marrons sejam comuns, podem ser difíceis de detectar porque brilham muito pouco em comparação com as estrelas.

Ter o dobro de anãs marrons para estudar permite aos astrônomos uma compreensão mais profunda destes objetos esquivos. Esta nova e vital lista de anãs marrons já revelou uma nova variedade de objetos, as subanãs T extremas e muitas outras raridades, tais como objetos ultrafrios e uma anã marrom que parece ter auroras. Também ajudou a inventariar a distribuição de massa na Via Láctea e a mapear a nossa vizinhança cósmica.

A equipe consta com cerca de 200.000 voluntários que descobriram estas anãs marrons em imagens captadas pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, já aposentado, e pela missão NEOWISE-R (Near-Earth-Object WISE Reactivation). Analisaram os dados utilizando a plataforma de ciência cidadã Zooniverse, procurando objetos em movimento através da comparação de imagens captadas ao longo de um período de 16 anos. Alguns voluntários contribuíram mesmo criando as suas próprias ferramentas de pesquisa e software de análise de dados.

Quer ajudar a fazer a próxima descoberta de uma anã marrom? O projeto Backyard Worlds: Planet 9 continua analisando mais de 2 bilhões de fontes observadas pelo WISE e pelo NEOWISE-R. Junte-se à busca em backyardworlds.org!

As descobertas foram publicadas no periódico The Astronomical Journal, sob a liderança do astrônomo Adam Schneider, do Observatório Naval dos EUA.

Fonte: NASA