Longmore 8: A Nebulosa da Roda de Hamster

Como uma roda de hamster foi parar no espaço?

© SWOS (Longmore 8)

A Nebulosa da Roda de Hamster (Longmore 8) foi descoberta originalmente por Andrew J. Longmore em 1976 como parte de um levantamento mais amplo do céu austral.

Esse levantamento empregou diversos avanços na tecnologia fotográfica, incluindo o uso de filmes de alta sensibilidade, para captar objetos mais profundos e tênues em placas que foram examinadas a olho nu e catalogadas.

Longmore 8, também conhecida como ESO 382-63 e PK 310+24.1, sendo possivelmente a mais fotogênica das 17 nebulosas planetárias do pouco conhecido catálogo Longmore. Foi descoberta independentemente pelo prolífico astrônomo Lubos Kohoutek e também está catalogada como K1-29.

A imagem em destaque, obtida no Observatório El Sauce, no Chile, retrata uma intrincada estrutura em forma de roda, feita de hidrogênio brilhante, que foi lançada ao espaço por uma estrela moribunda e ionizada pela anã branca remanescente. Essa estrutura era quase invisível na placa original, o que demonstra o poder dos telescópios e câmeras modernos.

Dois aglomerados opostos de gás hidrogênio vermelho, envoltos no véu azul de oxigênio ionizado, sugerem a presença de uma companheira da brilhante anã branca no centro da roda!

A idade da estrela central pode ser de 7.800 anos e a distância, de cerca de 4.750 anos-luz.

Fora da camada central principal, existe uma enorme estrutura de origem desconhecida, composta predominantemente por emissão de OIII. Essa estrutura externa foi descoberta pelo astrônomo amador Steve Crouch, membro da equipe do Levantamento de Halos de Nebulosas Planetárias Galácticas (GPNHS), em maio de 2016.

Fonte: NASA

Remanescentes de supernova podem estar associados a estrelas irmãs

Um novo estudo acerca de dois remanescentes de supernova, os detritos que ficam para trás após a explosão das estrelas, sugere que as explosões tiveram origem em estrelas irmãs que outrora se orbitavam uma à outra.

© NASA (IC 443 & G189.6+3.3)

A detonação da primeira estrela lançou a sua companheira binária a grande velocidade pelo espaço e, depois de viajar durante milhares de anos, a estrela sobrevivente também explodiu.

O conhecido remanescente de supernova IC 443 (à direita) tem um vizinho mais antigo e menos brilhante (aqui representado em azul-esverdeado e magenta) chamado G189.6+3.3. Um filamento de gás entre eles, brilhando no visível e ultravioleta (arco violeta no centro), traça a onda de choque da vizinha e mostra que ambos os remanescentes estão interagindo com a mesma nuvem molecular, representada em vermelho, laranja e castanho para os dados de infravermelho e rádio, e em amarelo para a luz visível. O azul-esverdeado mostra os raios X provenientes do remanescente mais tênue, enquanto o magenta mostra os raios gama com energias superiores a 10 bilhões elétrons-volt; a título de comparação, a luz visível tem energias entre cerca de 2 e 3 elétrons-volt. Nesta imagem, a luz altamente energética proveniente de IC 443, muito mais brilhante, foi removida para maior clareza. A emissão de raios gama perto do filamento resulta de prótons acelerados na onda de choque da supernova à medida que esta se expande para dentro da nuvem.

Utilizando 16 anos de dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, a nossa análise revelou raios gama associados a um remanescente de supernova que estava oculto pelo brilho da sua vizinha, a Nebulosa da Medusa, um dos remanescentes de supernova emissores de raios gama mais brilhantes que se conhecem.

O estudo centrou-se no tênue remanescente de supernova G189.6+3.3, que é visível principalmente em raios X. Este é ofuscado pela sua vizinha mais brilhante e mais conhecida, a Nebulosa da Medusa (IC 443). Os dois remanescentes estelares, ambos localizados na direção da constelação de Gêmeos, parecem sobrepor-se parcialmente quando observados em raios X. Evidências recentes em raios X sugerem que o plasma quente, provavelmente associado a G189.6+3.3, pode estender-se por toda a região, o que indica que a sobreposição pode ser quase total.

Uma estrela massiva explode quando o seu núcleo produtor de energia fica sem combustível e entra em colapso sob o seu próprio peso, desencadeando uma explosão que destrói a estrela. A onda de choque da explosão envolve uma nuvem quente de detritos que se expande rapidamente para o espaço. Até agora, os astrônomos catalogaram cerca de 300 remanescentes de supernova na nossa Galáxia.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora o cosmos em constante mudança para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Há mais de uma década, observações do LAT (Large Area Telescope) do Fermi revelaram que as ondas de choque dos remanescentes de supernova aceleravam partículas até uma fração da velocidade da luz, um processo proposto pela primeira vez pelo físico Enrico Fermi em 1949.

Estas partículas velozes, denominadas raios cósmicos, interagem com o gás interestelar para produzir raios gama, a mais energética forma de luz. Os prótons constituem 99% das partículas dos raios cósmicos. Para provar que os prótons acelerados são responsáveis pelo brilho, os astrônomos procuram uma característica específica dos raios gama. Quando os prótons dos raios cósmicos colidem com o gás interestelar, produzem uma partícula de curta vida chamada píon neutro, que decai quase imediatamente num par de raios gama. Esta emissão ocorre dentro de uma faixa específica de energias associada à massa do píon neutro e situa-se dentro do intervalo detectado pelo instrumento LAT do Fermi.

Em 2013, as observações do Fermi provaram que a Nebulosa da Medusa, que está interagindo com parte de uma nuvem brilhante de gás hidrogênio conhecida como Sharpless 249, produzia raios gama através deste mecanismo. A sua vizinha, G189.6+3.3, foi descoberta em 1994 no âmbito de um levantamento de raios X realizado pela missão ROSAT (ROentgen SATellite).

Um filamento brilhante de gás situa-se entre os remanescentes sobrepostos. Novas observações desta característica revelam que a onda de choque proveniente de G189.6+3.3 colidiu com o gás interestelar denso presente nesse local e abrandou drasticamente, o que constitui uma evidência fundamental de que ambos os remanescentes estão interagindo com o mesmo sistema de nuvens.

A equipe conclui que os remanescentes se encontram a cerca de 6.000 anos-luz de distância, que os seus centros de explosão estão separados por cerca de 40 anos-luz, projetados no plano do céu, e que as estrelas originais podem ter tido 20 ou mais vezes a massa do Sol. As estimativas da idade destes remanescentes variam consideravelmente, a Nebulosa da Medusa tem entre 8.000 e 9.000 anos, enquanto G189.6+3.3 tem entre 20.000 e 110.000 anos. Isto significa que o intervalo entre as explosões pode ter-se prolongado por até 100.000 anos.

Além disso, foi estimado que a probabilidade de encontrar aleatoriamente esta combinação de alinhamento espacial observado e distâncias compatíveis é inferior a 1%, o que reforça fortemente a hipótese de uma associação física. 

Um artigo que descreve os resultados será publicado numa futura edição da revista Nature Communications.

Fonte: NASA

Exoplaneta com elevada concentração de lítio

Astrônomos da Universidade de Michigan, demonstraram que TOI-5882, uma estrela semelhante ao Sol, localizada a cerca de 1.300 anos-luz de distância, provavelmente engoliu um dos seus planetas.

© STScI (ilustração de uma estrela engolindo um planeta)

Embora uma estrela possa parecer o perfeito incinerador para destruir evidências, foi encontrado ainda assim pistas reveladoras na composição química de TOI-5882, especificamente na sua concentração incomumente elevada de lítio.

O processo quando uma estrela consome um planeta, denominado engolfamento, é incrivelmente rápido, demorando semanas ou até dias. Isso significa que os astrônomos não podem contar com a observação de um evento de engolfamento quando ocorre, razão pela qual é importante desenvolver métodos que ajudem os pesquisadores a estudar esses eventos após terem ocorrido.

O engolfamento planetário é um fenômeno comum. Por exemplo, daqui a cerca de 5 bilhões de anos, o nosso Sol entrará nas fases finais da sua vida e transformar-se-á numa gigante vermelha. À medida que incha, irá engolir Mercúrio, Vênus e talvez a Terra. Mas TOI-5882 ainda não inchou ao ponto de a sua expansão ser uma explicação provável para ter engolido um planeta. No entanto, a equipe avançou com uma alternativa intrigante: a estrela pode ter tido um cúmplice. Também em órbita de TOI-5882 está uma bola gigante de gás com mais de 20 vezes a massa de Júpiter, mas ainda não suficientemente grande para se transformar numa estrela. Este objeto, denominado anã marrom, pode ter ajudado a direcionar o planeta engolido para TOI-5882, mas testar essa teoria será objeto de um estudo separado. 

O lítio é uma poderosa evidência forense porque, embora as estrelas o possuam naturalmente em pequenas quantidades, os planetas apresentam uma concentração muito mais elevada deste elemento. Com base na quantidade de lítio que os pesquisadores observaram, suspeitam que o planeta que TOI-5882 engoliu tinha uma massa cerca do dobro da Terra e a de Netuno.

Uma técnica conhecida como espectroscopia permitiu à equipe analisar a luz proveniente de TOI-5882 em busca de sinais de lítio. A partir dos espectros da estrela, os pesquisadores conseguiram determinar que esta apresentava um elevado teor de lítio, mas tiveram depois de provar que esse teor era anormalmente elevado. Por isso, reuniram um conjunto de 62 estrelas de controle comparáveis em vários critérios, incluindo a idade, a massa e a temperatura.

Curiosamente, algumas das outras estrelas da amostra de controle também apresentaram elevadas concentrações de lítio, sugerindo que poderão existir outros mecanismos de enriquecimento em ação que os pesquisadores poderão explorar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Michigan

Descoberto um possível remanescente de supernova no Centro Galáctico

Com base em dados do observatório de raios X Chandra da NASA, os astrônomos podem ter encontrado um remanescente de supernova numa zona intrigante da Via Láctea.

© NASA (remanescente de supernova próxima do centro da Via Láctea)

Esta imagem mostra a região onde as evidências foram encontradas, que contém raios X do Chandra e do XMM-Newton (em azul), dados de rádio do telescópio MeerKAT (em vermelho) na África do Sul e uma imagem óptica dos telescópios Pan-STARRS no Havaí.

Os remanescentes de supernova são os detritos em expansão de estrelas que explodiram e fornecem elementos, como ferro, oxigênio e silício, que são essenciais para a formação de planetas e para que a vida, tal como a conhecemos, se desenvolva e prospere.

Este novo remanescente de supernova, se confirmado, seria um dos mais próximos do buraco negro supermassivo na região central da Via Láctea, uma região exótica repleta de estrelas massivas, longos filamentos de campos magnéticos e densas nuvens de gás orbitando rapidamente em torno do Centro Galáctico. O plano da Galáxia estende-se horizontalmente da esquerda para a direita na imagem, e o buraco negro central encontra-se para a esquerda da imagem.

As evidências da existência deste novo remanescente de supernova, localizado a cerca de 26.000 anos-luz da Terra, provêm de dados de raios X obtidos pelos satélites Chandra e XMM-Newton. Estes dados revelam uma "mancha" de emissão de raios X que poderá estar associada aos restos de uma estrela massiva que se autodestruiu como supernova, enterrada no interior de uma nuvem maior de gás em expansão. A localização deste suposto remanescente de supernova na imagem está assinalada com um círculo. Encontra-se numa bolha de gás da qual foram retirados os elétrons do hidrogênio, denominada região H II, que rodeia uma estrela massiva e jovem. Esta bolha é uma fonte brilhante de emissão de rádio chamada Sagitário C.

Se este for de fato um remanescente de supernova, então está expandindo-se a cerca de 3,2 milhões de quilômetros por hora e tem pelo menos cerca de 1.700 anos. Anteriormente, observações com a missão SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA, agora retirada de serviço, tinham revelado indícios de uma concha de gás em expansão rodeando Sagitário C. Isto forneceu uma pista de que uma explosão estelar tinha ocorrido no mesmo local.

Os longos filamentos visíveis na imagem de rádio são causados por partículas energéticas que se deslocam ao longo de campos magnéticos, na sua maioria orientados perpendicularmente ao plano da Galáxia. Os motores de fusão nuclear das estrelas criam elementos a partir do hidrogênio e do hélio, que eram abundantes no início do Universo. Quando as estrelas explodem no final das suas vidas como supernovas, lançam esses elementos recém-sintetizados para o espaço interestelar e fornecem matéria para a próxima geração de estrelas e planetas.

Os astrônomos analisaram os dados de raios X em busca de sinais do aumento das quantidades de elementos fundamentais no remanescente, o que teria sido causado pela explosão estelar que os lançou para o espaço. Embora não tenham observado um aumento, isto pode implicar que os detritos estelares já se misturaram com o gás circundante.

Uma explicação alternativa para a mancha de raios X é que o gás quente provém de um conjunto de estrelas massivas na região. Os autores do estudo recente não consideram esta explicação provável, porque a emissão de raios X da mancha é mais de dez vezes mais brilhante do que a emissão de raios X de grandes aglomerados estelares conhecidos com estrelas brilhantes e massivas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Revelando segredos do crescimento inicial das galáxias

Os astrônomos descobriram um enorme reservatório de gás molecular frio, combustível direto para a formação estelar, em REBELS-25, uma galáxia massiva que forma estrelas.

© ALMA (REBELS-25)

A equipe, liderada pela Universidade de Leiden, centrou-se em REBELS-25, observada quando o Universo tinha apenas cerca de 700 milhões de anos, aproximadamente 5% da sua idade atual.

Foi utilizado o "desvio para o vermelho" para descrever esta distância, que mede o quanto a expansão do Universo esticou a luz de uma galáxia para comprimentos de onda mais vermelhos. Quanto maior for o desvio para o vermelho, mais longe no tempo estamos olhando. REBELS-25 situa-se no desvio para o vermelho z=7,3, no meio da Época da Reionização, uma era crucial em que as primeiras estrelas e galáxias transformaram o Universo escuro e neutro no Universo que vemos hoje à nossa volta.

As galáxias crescem transformando gás em estrelas, sendo o gás molecular frio o principal combustível. Até agora, os astrônomos suspeitavam que as galáxias brilhantes, massivas e primitivas possuíam enormes reservatórios de gás, mas ninguém os tinha detectado diretamente a estas distâncias.

Os cientistas utilizaram o VLA (Very Large Array), um radiotelescópio no Novo México (EUA), bem como dados do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) nos Andes chilenos. O VLA procurou emissões de rádio fracas de moléculas de monóxido de carbono (CO), que emitem em frequências específicas que permitem rastrear o gás molecular cósmico. As observações do VLA revelaram uma emissão proveniente de uma linha específica de CO que indica a presença de gás frio, constituindo a detecção de CO de baixa energia mais distante no Universo até à data.

O brilho do sinal sugere que REBELS-25 já dispunha de uma enorme quantidade de material para a formação estelar quando o Universo era ainda muito jovem. Os dados de CO de alta energia do ALMA, combinados com os resultados do VLA, permitiram então determinar a densidade e a temperatura do gás nas condições do Universo primitivo.

Detectar linhas de CO fracas e de baixa energia tão recuadas na história cósmica é um desafio. A radiação cósmica de fundo em micro-ondas, a radiação remanescente de pouco depois do Big Bang, atua como um fundo contra o qual esta emissão deve ser detectada. Embora este efeito esteja presente em todas as épocas cósmicas, torna-se significativamente mais brilhante em desvios para o vermelho elevados, reduzindo o contraste da emissão de gás frio e tornando essas observações cada vez mais difíceis.

Como o impacto da radiação cósmica de fundo em micro-ondas depende das condições físicas dentro de uma galáxia, os astrônomos não tinham a certeza de quão detectável seria o gás molecular frio nos sistemas mais primitivos.

Estes resultados fornecem uma visão fundamental de como as primeiras galáxias se tornaram tão massivas tão rapidamente após o Big Bang. Ao detectar o próprio combustível da formação estelar, os astrônomos podem agora medir o gás que impulsiona este rápido crescimento, em vez de o inferir indiretamente. A grande massa de gás de REBELS-25 mostra que algumas galáxias primitivas já estavam preparadas para uma intensa formação estelar, o que constitui um passo fundamental para compreender o acumular de massa nos primeiros bilhões de anos do Universo.

Este sucesso antecipa o ngVLA (Next-Generation Very Large Array), um telescópio planejado pelo NRAO (National Radio Astronomy Observatory) que inclui antenas espalhadas pelo Novo México, oeste do Texas, leste do Arizona, norte do México e por toda a América do Norte. O ngVLA tornará estas medições cerca de 10 vezes mais rápidas, permitindo a detecção de amostras muito maiores de galáxias primitivas, indo além de estudos de caso individuais de galáxias brilhantes.

O ngVLA permitirá encontrar e estudar gás frio em muitas mais galáxias jovens, incluindo aquelas de épocas ainda mais remotas. Isto será crucial para compreender como as primeiras galáxias se formaram e cresceram.

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A atividade do buraco negro central da Via Láctea

Utilizando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), foram encontradas finalmente evidências claras de que o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, Sagitário A* (Sgr A*), está emitindo um vento cósmico quente, algo que os cientistas procuravam há mais de 50 anos.

© ALMA / Chandra (localização do gás frio no buraco negro central da Via Láctea)

Esta composição sobrepõe dados do ALMA e do observatório de raios X Chandra da NASA. Mostra evidências de um vento que se expande a partir de Sgr A*. O ponto branco no centro da imagem mostra Sgr A*. A cor laranja representa os dados dos radiotelescópios ALMA no Chile, que mapeiam a localização do gás frio composto por monóxido de carbono na imagem. A cor azul representa os dados de raios X do Chandra. Uma grande cavidade em forma de cone, visível como uma ausência de gás frio nos dados do ALMA, está preenchida por gás quente emissor de raios X nos dados do Chandra.

A teoria astronômica diz que, quando um buraco negro se alimenta de gás, também deve "soprar" algum material sob a forma de ventos ou jatos. Até agora, o vento proveniente do buraco negro da Via Láctea nunca tinha sido visto com clareza. Utilizando vários anos de observações altamente detalhadas do ALMA, os astrônomos mapearam gás frio a apenas alguns anos-luz de Sgr A*. Depois de removerem cuidadosamente o intenso brilho de rádio do buraco negro, descobriram um buraco gigante em forma de cone no gás frio, apontando diretamente para o buraco negro; a marca inconfundível de um vento grande, quente e ativo lançado a partir de Sgr A*.

Com mais de cinco anos de observações do ALMA (realizadas num comprimento de onda de 1,3 milímetros), os astrônomos mapearam a emissão de moléculas de monóxido de carbono, um indicador clássico de gás molecular frio, a apenas cerca de três anos-luz de Sgr A*. Ao modelar e subtrair cuidadosamente a emissão de rádio do próprio buraco negro, que varia rapidamente, conseguiram revelar estruturas extremamente tênues e complexas no gás circundante.

Dados do observatório de raios X Chandra mostram gás quente preenchendo a mesma região, confirmando que se trata de um fluxo impulsionado por um buraco negro e não algo causado por estrelas próximas. O mapa resultante é cerca de 100 vezes mais sensível e tem uma resolução angular 80 vezes superior à dos mapas de CO anteriores da região, tornando-se o mapa mais sensível e de maior resolução do gás frio num raio de três anos-luz de Sgr A* alguma vez obtido.

Esta descoberta baseou-se não só em anos de observações do ALMA, mas também em técnicas inovadoras de processamento de dados para modelar e subtrair a emissão rapidamente variável de Sgr A*, revelando estruturas mais tênues no gás circundante. A equipe estima que este vento sopre há pelo menos 20.000 anos, mas é relativamente brando em comparação com os jatos dramáticos observados em outras galáxias.

Ao revelar este vento há muito procurado, o ALMA e o Chandra ajudaram a resolver um mistério com décadas e proporcionaram aos cientistas a visão mais clara até à data de como um buraco negro supermassivo pode tanto alimentar-se como remodelar os seus arredores no coração da Via Láctea.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Medida a massa de um buraco negro inativo no início do Universo

Uma equipe de astrônomos, do Instituto Carnegie, realizou a primeira medição direta da massa de um buraco negro inativo que se encontra no centro de uma galáxia do início do Universo.

© UCL (galáxia MRG-M0138)

Embora o buraco negro, um gigante com 6 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, já não ilumine os seus arredores, foi possível determinar a sua massa utilizando o telescópio espacial James Webb para detectar o movimento das estrelas próximas do centro da galáxia que estão sendo afetadas pela gravidade do buraco negro.

Em comparação, os buracos negros ativamente em fase de alimentação são fáceis de detectar. Os astrônomos têm-nos encontrado há décadas, procurando quasares, alguns dos objetos mais brilhantes do cosmos, que são alimentados por gás que cai num buraco negro no centro de uma galáxia.

O buraco negro agora explorado situa-se no centro de MRG-M0138, uma galáxia massiva cuja luz chegou ao Webb numa época em que o Universo tinha apenas cerca de 3 bilhões de anos. A galáxia já não está formando estrelas e o seu buraco negro central também está inativo. Antes deste resultado, os astrônomos só tinham conseguido utilizar esta técnica para determinar as massas dos buracos negros no Universo local.

Em 2020, foi atribuído o Prêmio Nobel pela detecção do buraco negro no centro da Via Láctea, através do rastreio das órbitas de estrelas individuais. Os movimentos coletivos das estrelas nos centros das galáxias têm sido utilizados para "pesar" buracos negros a uma distância de cerca de 700 milhões de anos-luz. Mas sem o sofisticado conjunto de instrumentos do Webb e a ajuda de um fenômeno de lente gravitacional, não era possível realizar este tipo de medição para galáxias mais distantes. O buraco negro de MRG-M0138 está localizado por trás de um enorme aglomerado de galáxias, que amplia e distorce a sua aparência. Como resultado, a galáxia distante parece cerca de 30 vezes maior do que seria normalmente.

Até agora, apenas foram descobertos alguns buracos negros dormentes com esta massa, todos no Universo próximo. A descoberta oferece novas pistas sobre como os buracos negros e as galáxias cresceram em conjunto no início do Universo. As galáxias próximas revelam ligações íntimas entre as massas dos seus buracos negros centrais e as propriedades das galáxias que as rodeiam. Mas tem sido difícil verificar se estas relações já existiam há bilhões de anos.

As conclusões dos pesquisadores sugerem que as galáxias mais densas foram locais de rápido crescimento de buracos negros no início da história do cosmos. Embora agora dormente, MRG-M0138 foi provavelmente um poderoso quasar no seu passado. A energia liberada por um buraco negro em rápido crescimento pode "queimar" ou ejetar o gás que alimenta o nascimento estelar, o que pode ter bloqueado a formação de estrelas na galáxia.

A equipe está agora analisando dados do Webb de outras galáxias semelhantes. O satélite Euclid e o telescópio espacial Nancy Grace Roman revelarão muito mais exemplos de lentes gravitacionais do que os atualmente conhecidos. E o GMT (Giant Magellan Telescope), em construção no Observatório Las Campanas, no Chile, terá capacidade para estudar os movimentos das estrelas em galáxias distantes com muito mais detalhe do que o Webb.

Os pesquisadores esperam que a aplicação dos seus métodos a mais galáxias ajude os astrônomos a compreender como os buracos negros mais massivos se formaram, cresceram e moldaram a evolução das galáxias.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: University College London

Detectadas variações de temperatura em exoplaneta

Astrônomos revelaram diferenças distintas nas condições atmosféricas entre as zonas de transição matinal e noturna do planeta gasoso ultraquente WASP-121 b.

© MPIA (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Esta descoberta só foi possível graças à sensibilidade inigualável do telescópio espacial James Webb. A descoberta corresponde a uma assimetria na absorção da luz infravermelha recebida da estrela hospedeira, que é parcialmente filtrada pela atmosfera do planeta durante o seu trânsito.

Os pesquisadores interpretam isto como o resultado de temperaturas e composições químicas não uniformes na atmosfera do exoplaneta. Os dados indicam que o terminador noturno absorve mais luz do que o lado diurno, consistente com a imagem geralmente aceita de ventos fortes que transportam calor intenso do lado diurno para o noturno. Os ventos quentes seguem a rotação do planeta para leste, o que aquece a zona noturna. Com o aumento das temperaturas, esta região está destinada a expandir-se, aumentando a secção transversal do planeta e permitindo-lhe absorver a radiação estelar de forma mais eficiente.

Para além de uma ligeira redução geral no brilho no final do trânsito, os dados obtidos pelo instrumento NIRSpec (Near-infrared spectrograph) do Webb revelam também um aumento no sinal de monóxido de carbono (CO). No entanto, isto parece ser um efeito da temperatura, não relacionado com um aumento nas moléculas de monóxido de carbono. Em contraste, a quantidade de água (H₂O) na atmosfera parece diminuir, ou seja, devido a uma diminuição real das moléculas de água.

As temperaturas na atmosfera superior são suficientemente elevadas para decompor as moléculas de água nos seus constituintes. Este resultado corrobora, mais uma vez, a existência de ventos quentes que aquecem a região do terminador noturno. Para detectar estas variações minúsculas, os astrônomos aproveitaram um comportamento peculiar dos planetas gasosos e quentes. A proximidade das suas estrelas hospedeiras sincroniza lentamente a sua rotação e o seu movimento orbital através das forças de maré, de tal forma que, eventualmente, uma rotação demora tanto tempo quanto uma revolução. Por fim, estes planetas apresentam dois hemisférios distintos: um lado quente constantemente voltado para a estrela e um lado oposto, mais escuro e mais frio.

O exoplaneta WASP-121 b é particularmente extremo, com temperaturas médias no hemisfério diurno em torno de 2.500º C, enquanto as do hemisfério noturno se aproximam dos 725º C. 

Para além de registrar a variação da luminosidade medida ao longo do tempo, os espectrógrafos decompõem a luz em componentes menores, tal como um prisma produz uma distribuição de cores semelhante a um arco-íris. Uma vez que os gases atmosféricos absorvem a luz em cores ou comprimentos de onda distintos, uma análise detalhada revela a sua composição química. Assim, a variação ao longo da direção de rotação traduz-se numa alteração dependente do tempo do sinal filtrado. No caso de WASP-121 b, o ângulo de rotação durante um trânsito completo ascende a cerca de 30 graus, o que é suficiente para sondar os terminadores do amanhecer e do anoitecer com alta precisão em longitude. 

Para verificar as temperaturas medidas que causariam a expansão local, os astrônomos executaram modelos que simulavam a distribuição do calor nas camadas superiores de um planeta gasoso, considerando as propriedades e a configuração do planeta e da sua estrela hospedeira. Embora estes modelos atmosféricos tenham confirmado o efeito assimétrico causado pelas variações espaciais de temperatura, os dados revelaram uma amplitude de sinal maior do que a prevista pelos modelos.

Estudos anteriores indicaram que podem existir nuvens, embora compostas não por gotículas de água, mas por minerais como silicatos. As nuvens podem proteger eficazmente a luz infravermelha emitida pelas camadas gasosas quentes subjacentes, simulando temperaturas mais baixas. É sabido que simular a física das nuvens, da condensação e da evaporação num ambiente dinâmico é difícil. Por conseguinte, os modelos físicos normalmente aplicados às atmosferas de exoplanetas, como o utilizado neste estudo, não têm em conta as nuvens, o que pode levar a resultados irrealistas.

Após ajustar a simulação para aproximar melhor o efeito das nuvens na radiação infravermelha proveniente de camadas mais profundas, os resultados revelaram-se mais consistentes com as observações. No entanto, apenas modelos mais sofisticados serão capazes de confirmar com segurança a presença de nuvens. As atualizações do modelo também irão melhorar futuras investigações que utilizem este método.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Celebrando o nascimento de novas estrelas

Imagine por um momento que está recostado observando as nuvens vermelhas alaranjadas desta fotografia. Que formas consegue distinguir?

© ESO / VST (Gum 10 & Gum 11)

Estas estruturas que nos estimulam pareidolia tratam-se de Gum 10 e Gum 11, um par de nebulosas, ou seja, aglomerados de gás e poeira no espaço interestelar.

Visíveis principalmente a partir do hemisfério sul, estas nebulosas fazem parte de um complexo maior, no qual estão se formando estrelas. Gum 10 é a nuvem mais brilhante, que ocupa a maior parte da imagem, enquanto Gum 11 é a nuvem mais tênue que vemos embaixo à esquerda.

O brilho intenso deve-se à interação entre o hidrogênio e as estrelas quentes e massivas que se aninham no seio de cada nebulosa. As estrelas emitem luz ultravioleta com energia suficiente para arrancar elétrons dos átomos, dando origem a íons. Estes elétrons acabam por se recombinar com os íons de hidrogênio, o que provoca a emissão de luz visível, neste tom vermelho específico que vemos na imagem. As zonas pretas na nebulosa provêm da poeira que bloqueia a luz emitida pelas estrelas que se encontram por trás dela.

Esta imagem foi captada pelo VLT Survey Telescope (VST), que celebrou, no dia 8 de junho, o 15º aniversário da sua primeira luz!

Fonte: ESO

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