O cometa C/2025 R3 PanSTARRS antes da estrela Rigel

Para onde está indo o cometa C/2025 R3 PanSTARRS?

© Jakub Kuřák & Martin Mašek (cometa C/2025 R3 PanSTARRS)

Não em direção à estrela no topo da imagem, pois essa é Rigel, que, estando ao fundo, não tem relação com o cometa. Não está atravessando a nebulosa no meio da imagem, pois essa é a Nebulosa Cabeça de Bruxa e também está muito distante, mas não muito longe de Rigel. Não está indo para o norte, pois na última semana o cometa C/2025 R3 (PanSTARRS) se moveu para o sul e agora é mais visível no Hemisfério Sul da Terra, a oeste, após o pôr do Sol, atualmente com magnitude de 6,2.

Angularmente, o cometa C/2025 R3 PanSTARRS está se movendo lentamente para cima e para a direita, noite após noite, e neste final de semana estará na constelação de Órion. Espacialmente, o cometa está agora saindo do nosso Sistema Solar, mas deve permanecer visível para câmeras no sul por cerca de uma semana. A imagem em destaque foi captada na recentemente perto de Cerro Paranal, no Chile.

Fonte: NASA

Objeto do Sistema Solar exterior não deveria ter uma atmosfera

Uma equipe de astrônomos japoneses, profissionais e amadores, encontrou indícios de uma atmosfera tênue em torno de um pequeno corpo no Sistema Solar exterior.

© NAOJ (momento em que uma estrela passa por trás de um OTN)

A ilustração mostra uma sequência temporal imaginária no momento em que uma estrela passa por trás de um objeto transnetuniano (OTN) com atmosfera.

O objeto é tão pequeno que não deveria possuir uma atmosfera sustentável, o que levanta questões sobre quando e como essa atmosfera se formou. Observações futuras destinadas a caracterizar melhor a atmosfera ajudarão a desvendar estes mistérios.

Nas regiões frias do Sistema Solar exterior encontram-se milhares de pequenos objetos conhecidos como objetos transnetunianos (OTNs), porque se situam para lá da órbita de Netuno.

Foi observada uma atmosfera tênue em torno de Plutão, o OTN mais famoso, mas estudos de outros OTNs deram resultados negativos. A maioria dos OTNs é tão fria, e a sua gravidade superficial tão fraca, que não se espera que retenham atmosferas.

Os astrônomos procuraram uma atmosfera em torno de um OTN conhecido como (612533) 2002 XV93. Este objeto, abreviado como 2002 XV93, tem um diâmetro de aproximadamente 500 km. A título de referência, Plutão tem um diâmetro de 2.377 km.

A órbita de 2002 XV93 é tal que, vista do Japão, passou diretamente à frente de uma estrela no dia 10 de janeiro de 2024. À medida que a estrela desaparece por trás de 2002 XV93, pode desvanecer gradualmente, indicando que a luz está sendo atenuada ao passar por uma atmosfera fina; ou pode desaparecer repentinamente ao deslizar por trás da superfície sólida do OTN.

A equipe de astrônomos, liderada por Ko Arimatsu do Observatório Astronômico Ishigakijima do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), observou a estrela enquanto 2002 XV93 passava à sua frente a partir de vários locais no Japão. Os dados obtidos são consistentes com a atenuação causada por uma atmosfera. Os cálculos mostram que a atmosfera encontrada em torno de 2002 XV93 deverá durar menos de 1.000 anos, a menos que seja reabastecida. Por isso, deve ter sido criada ou reabastecida recentemente.

As observações do telescópio espacial James Webb não mostram sinais de gases congelados na superfície de 2002 XV93 que possam sublimar para formar uma atmosfera. Uma possibilidade é que algum evento tenha trazido gases congelados ou líquidos das profundezas do OTN para a superfície. Outra possibilidade é que um cometa tenha colidido com 2002 XV93, liberando gás que formou uma atmosfera temporária. São necessárias mais observações para distinguir entre estes dois cenários.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

A variação de rotação das estrelas antes de morrerem

Desde o nascimento até à morte, as estrelas geralmente abrandam entre 100 e 1.000 vezes a sua velocidade de rotação inicial.

© L. McNeill (regiões internas de estrela massiva)

A ilustração mostra as regiões internas de uma estrela massiva durante a sua fase final de combustão das camadas de oxigênio (verde) e silício (verde-azulado), antes do colapso do núcleo de ferro (azul-escuro).

O momento angular total do Sol tem diminuído à medida que o material é gradualmente expelido da superfície sob a forma do vento solar. Ao observar este fenômeno, os astrônomos teorizaram que a interação entre os campos magnéticos e o fluxo de plasma é a forma mais eficiente de fazer as estrelas perderem velocidade.

O porquê e como isto acontece há muito que interessa aos astrônomos e, recentemente, uma técnica de observação chamada asterossismologia, que mede as frequências de oscilação naturais de uma estrela, tornou possível medir as velocidades de rotação internas e os campos magnéticos de outras estrelas na Via Láctea. A partir desta enorme população, surgiu uma imagem de como a rotação estelar diminui com a idade estelar, sugerindo que a teoria atual é insuficiente para explicar a diminuição dramática da rotação.

Fascinada pela asterossismologia e pelas simulações magnetohidrodinâmicas 3D da zona convectiva solar realizadas por outros pesquisadores, uma equipe da Universidade de Quioto sentiu-se inspirada a investigar como os campos magnéticos afetam a rotação no interior de estrelas massivas.

Através de uma simulação 3D de uma estrela massiva, foi possível explorar diretamente a complexa interação entre a convecção violenta, a rotação e os campos magnéticos. Foi confirmado que a rotação interna e o campo magnético coevoluem de forma semelhante ao dínamo solar: o processo energético que sustenta o campo magnético do nosso Sol.

Com estas equações, a equipe conseguiu prever matematicamente a evolução da rotação interna da estrela ao longo do tempo. A sua simulação revela que a velocidade e a direção dos movimentos convectivos foram influenciadas pela rotação e pelos campos magnéticos em escalas de tempo curtas, o que, por sua vez, altera a rotação, fazendo com que ela diminua ou, em alguns casos, aumente.

A equipe conseguiu formular a interação entre convecção, rotação e campos magnéticos como um modelo para o transporte radial do momento angular para fora e para dentro, mostrando que este transporte em fases de combustão posteriores está diretamente relacionado com a geometria do campo magnético.

Foi também surpreendente descobrir que algumas configurações dos campos magnéticos acabam por acelerar a rotação do núcleo, sugerindo que a velocidade de rotação final será específica das propriedades da estrela. A rotação lenta pode até ser impossível em algumas classes de estrelas massivas.

A descoberta do transporte de momento angular magnético durante fases avançadas de combustão sugere que a teoria desenvolvida para descrever a rotação em estrelas do tipo solar pode ser universal. A seguir, a equipe planeja criar simulações de evolução estelar que retratem toda a vida de várias estrelas de baixa a alta massa, para prever as suas velocidades de rotação durante várias fases evolutivas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Kyoto University

Ligando os pequenos pontos vermelhos

Um objeto recém-descoberto pode ser a chave para desvendar a verdadeira natureza de uma misteriosa classe de fontes que os astrônomos têm recentemente encontrado no Universo primitivo.

© NASA (ponto de raios X)

Um "ponto de raios X" detectado pelo observatório de raios X Chandra da NASA poderá explicar o que são estas centenas ou, potencialmente, milhares de objetos.

Pouco depois de o telescópio espacial James Webb da NASA ter iniciado as suas observações científicas, surgiram relatos de uma nova classe de objetos misteriosos. Foram encontrados pequenos objetos vermelhos a cerca de 12 bilhões de anos-luz da Terra ou mais longe, que ficaram conhecidos como "Pequenos Pontos Vermelhos" (ou LRDs, sigla inglesa para "Little Red Dots").

Muitos cientistas pensam que os LRDs são buracos negros supermassivos embebidos em nuvens densas de gás, que mascaram algumas das assinaturas típicas em diferentes tipos de luz, incluindo raios X, que os astrônomos costumam usar para os identificar. Isto torná-los-ia diferentes dos típicos buracos negros supermassivos em crescimento, que não estão embebidos em gás denso, permitindo que a brilhante luz ultravioleta e os raios X provenientes do material em órbita dos buracos negros escapem.

Devido a isto e às suas potenciais semelhanças com as atmosferas estelares, denominando este cenário como "estrela-buraco negro" para os LRDs. Este novo "ponto de raios X", oficialmente designado 3DHST-AEGIS-12014, localizado a cerca de 11,8 bilhões de anos-luz da Terra, poderá constituir uma ponte crucial entre as estrelas-buraco negro e os típicos buracos negros supermassivos em crescimento. Exibe a maioria das características de um LRD, incluindo o fato de ser pequeno, vermelho e estar localizado a uma grande distância, mas brilha em raios X, ao contrário de outros LRDs.

A equipe encontrou este objeto especial após comparar novos dados do Webb com um levantamento profundo realizado anteriormente pelo Chandra. Se os pequenos pontos vermelhos são buracos negros supermassivos em rápido crescimento, por que razão não emitem raios X como outros buracos negros semelhantes? Encontrar um pequeno ponto vermelho que parece diferente dos outros dá-nos uma nova e importante perspectiva sobre o que os poderá alimentar.

Os pesquisadores sugerem que o ponto de raios X representa uma fase de transição de um LRD para um buraco negro supermassivo em crescimento típico. À medida que a estrela-buraco negro consome o gás circundante, surgem abertas irregulares nas nuvens de gás. Isto permite que os raios X provenientes do material que cai no buraco negro consigam atravessar, sendo observados pelo Chandra. Eventualmente, todo o gás é consumido e a estrela-buraco negro deixa de existir.

Existem também indícios nos dados do Chandra, relativos ao ponto de raios X, de que há variações no brilho dos raios X, o que corrobora a ideia de que o buraco negro está parcialmente obscurecido. À medida que a nuvem de gás gira, zonas de gás mais denso e menos denso podem transitar à frente do buraco negro (da perspectiva do Sistema Solar), causando alterações no brilho dos raios X.

Se for confirmado que o ponto de raios X é um pequeno ponto vermelho em transição, não só seria o primeiro do seu gênero, como poderia ser possível ver o interior de um pequeno ponto vermelho pela primeira vez. Seria também a evidência mais forte até à data de que o crescimento de buracos negros supermassivos está no centro de alguns, se não de todos, os pequenos pontos vermelhos.

Uma ideia alternativa para o ponto de raios X é que se trata de um tipo mais comum de buraco negro supermassivo em crescimento, mas que está envolto num tipo exótico de poeira que nunca foi vista antes. Estão previstas observações futuras que deverão ser capazes de revelar a verdade.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Desvendando o mistério da massa das jovens estrelas de Órion

A massa de uma estrela determina toda a sua história de vida, desde a forma como brilha até à forma como morre.

© NRAO (ilustração de duas jovens estrelas orbitando uma à outra)

No caso das estrelas jovens envoltas em poeira, determinar a sua massa com precisão tem sido, há muito, uma tarefa difícil, mas novas medições no rádio estão começando a mudar essa situação.

Os astrônomos estão ajudando a desvendar o mistério da massa das estrelas jovens no complexo de formação estelar de Órion, medindo as suas massas com uma precisão sem precedentes.

Estrelas leves, semelhantes ao Sol, queimam combustível de forma constante durante 10 bilhões de anos, enquanto as massivas brilham intensamente por um curto período antes de explodirem como supernovas em apenas meros milhões de anos. A massa também determina quais os elementos pesados que elas produzem, tais como carbono, oxigênio e ferro, que constituem os blocos de construção dos planetas e da vida. Além disso, influencia os tipos de planetas que se podem formar à sua volta.

Utilizando o VLBA (Very Long Baseline Array), uma rede de radiotelescópios espalhados pelos EUA que funcionam em conjunto como um único instrumento gigante, a equipe acompanhou os movimentos orbitais de uma amostra de jovens sistemas estelares binários em Órion. As estrelas binárias são pares que orbitam um centro de massa comum, como parceiros de dança rodopiando um ao redor do outro. Ao observar estes movimentos com extraordinária precisão em comprimentos de onda de rádio, os pesquisadores conseguiram calcular as massas reais das estrelas sem recorrer a modelos teóricos.

As jovens estrelas de Órion estão envoltas em densas nuvens de gás e poeira, impedindo que a luz visível e até mesmo a infravermelha chegue à maioria dos telescópios. O VLBA supera esta dificuldade observando em comprimentos de onda de rádio (5 GHz), onde a poeira é transparente e a resolução extrema do conjunto de antenas permite distinguir binários muito íntimos que se confundem em outros comprimentos de onda. O VLBA também consegue detectar movimentos no céu menores do que a largura de um cabelo humano, vistos a milhares de quilômetros de distância, demonstrando a notável proeza técnica por trás destas medições de massa.

Na prática, isto significa medir pequenas variações na posição aparente de uma estrela no céu ao longo de meses e anos, utilizando observações repetidas para traçar o seu percurso. Cada radiotelescópio da rede VLBA regista as ondas de rádio recebidas com uma precisão extraordinária. Ao combinar os sinais de antenas espalhadas por todo os EUA, desde o Havaí até às Ilhas Virgens, os astrônomos conseguem determinar a posição de uma estrela com uma precisão de milésimos de segundo de arco, muito superior à que é possível com uma única antena.

Ao comparar como essa posição muda ao longo do tempo, é possível observar o movimento orbital sutil causado pela gravidade de uma estrela companheira e usar esse movimento para inferir a massa de cada estrela no sistema. Nos sistemas em que as massas medidas puderam ser comparadas com modelos padrão de evolução de estrelas jovens, os resultados foram mistos: alguns foram bem reproduzidos, enquanto pelo menos um apresentou uma discrepância clara, sugerindo que os modelos ainda podem precisar de aperfeiçoamento.

As observações também revelaram companheiras anteriormente ocultas e evidências de que uma forte atividade magnética pode persistir em estrelas jovens relativamente massivas. As estrelas jovens em Órion são os alicerces de futuros sistemas planetários, muito semelhantes ao nosso próprio Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

As galáxias satélites da Via Láctea contêm pistas do Universo primitivo

As galáxias anãs ultrafracas, minúsculas galáxias satélite que orbitam a Via Láctea, há muito que são consideradas fósseis cósmicos. Agora, um novo estudo utiliza um conjunto sem precedentes de simulações para mostrar até que ponto estes sistemas tênues podem refletir as condições do Universo primitivo e explicar-nos por que razão algumas galáxias cresceram e outras não.

© RAS (distribuição da matéria escura na nossa vizinhança no Universo)

Na imagem: (A) Distribuição da matéria escura na nossa vizinhança no Universo, o chamado Grupo Local de galáxias. Os dois grandes halos de matéria escura correspondem aos da Via Láctea e da galáxia de Andrômeda; (B) ampliação da matéria escura dentro e em torno de um pequeno halo, cerca de 700 milhões de anos após o Big Bang; (C) estrelas e gás no centro do pequeno halo de matéria escura numa das simulações. As simulações podem também revelar o nível de radiação e como isso influenciou a formação de estrelas e os locais onde estas se formaram.

As galáxias anãs são frequentemente descritas como primas pequenas da Via Láctea. Formam-se em pequenos halos de matéria escura, previstos pelo modelo padrão da cosmologia. Os exemplos mais tênues desses sistemas são extremos tanto em tamanho como em fragilidade, e situam-se na fronteira do nosso conhecimento acerca da formação de galáxias e da matéria escura.

As galáxias menores são designadas por galáxias anãs ultrafracas, cuja massa é um milhão de vezes inferior à da Via Láctea ou ainda menos. Devido ao seu pequeno tamanho, estas galáxias têm-se revelado muito difíceis de modelar e simular. O que torna estes resultados especialmente oportunos é o fato de as simulações não se limitarem a reproduzir galáxias anãs pouco luminosas, sugerem que estes objetos locais podem servir como uma sonda para o "clima" mais primitivo do Universo.

A equipe explorou de que forma diferentes pressupostos sobre o ambiente de radiação primitivo influenciam quais os pequenos halos de matéria escura que conseguem, de todo, formar estrelas. Foi descoberto que estas pequenas galáxias ultrafracas são muito sensíveis a estas alterações, enquanto galáxias mais massivas, como a nossa Via Láctea, não são realmente afetadas.  

O resultado é particularmente relevante à luz das recentes descobertas, pelo telescópio espacial James Webb, de galáxias no Universo primitivo, algumas das quais são inesperadamente massivas e brilhantes. Se o Universo primitivo está revelando surpresas a grandes distâncias, então as relíquias locais da mesma época, as anãs ultrafracas podem constituir uma via adicional para compreender o que aconteceu. 

A simulação também produz quantidades muito grandes de dados (no total, cerca de 300 terabytes). Isto significou que muitos dos algoritmos antigos, concebidos para quantidades  menores de dados, precisaram de ser atualizados e melhorados para lidar eficazmente com esta nova e grande quantidade de dados.

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

Fonte: Royal Astronomical Society

Revelado sistema multiplanetário em constante mudança

Astrônomos da Universidade do Novo México realizaram um novo estudo que confirma a existência de três corpos celestes no sistema de exoplanetas TOI-201.

© T. Vick (sistema exoplanetário TOI-201)

Estes incluem uma super-Terra (TOI-201 d), um Júpiter morno (TOI-201 b) e uma anã marrom (TOI-201 c). 

O objetivo era caracterizar o sistema planetário TOI-201 para compreender não apenas quais os planetas que lá existem, mas também como interagem dinamicamente uns com os outros. Isto ajuda os cientistas a entender como os sistemas planetários, tal como o nosso próprio Sistema Solar, se formam e evoluem ao longo do tempo.

A super-Terra (TOI-201 d) é um planeta rochoso com cerca de 1,4 vezes o tamanho da Terra e aproximadamente 6 vezes a sua massa, completando uma órbita a cada 5,85 dias. Está muito perto da sua estrela e provavelmente é demasiado quente para abrigar água líquida.

O Júpiter morno (TOI-201 b) é um gigante gasoso com cerca de metade da massa de Júpiter, orbitando a cada 53 dias. Os "Júpiteres mornos" situam-se entre os "Júpiteres quentes" mais próximos (órbitas de poucos dias) e os gigantes gasosos frios e distantes, como Júpiter (~12 anos). São cientificamente interessantes porque não se compreende totalmente como chegaram às órbitas em que se encontram.

A anã marrom (TOI-201 c) é o corpo mais massivo do sistema, além da estrela, numa órbita ampla e altamente elíptica com um período de aproximadamente 8 anos. A sua influência gravitacional é responsável pela maior parte do comportamento dinâmico do sistema. TOI-201 c é também o objeto em trânsito com o período mais longo já descoberto. TOI-201 c é única devido ao seu período orbital extremamente longo (~7,9 anos) e à sua localização num sistema com dois planetas interiores. A maioria das anãs marrons em trânsito conhecidas orbita muito mais perto das suas estrelas.

Uma vez que a massa de TOI-201 c se situa perto do limite que separa os planetas massivos das anãs marrons, um dos mistérios que este sistema suscita é se este corpo se formou como um planeta ou como uma estrela. Para contextualizar, uma anã marrom tem uma massa 13 vezes superior à de Júpiter, mas continua a ser demasiado pequena para ser classificada como uma verdadeira estrela. Não consegue sustentar a fusão de hidrogênio no seu núcleo, tal como o Sol. Neste sistema daqui a 200 anos, apenas dois dos três objetos continuarão em trânsito.

Os pesquisadores utilizaram uma combinação de quatro técnicas de observação para confirmar o sistema.

A primeira é a espectroscopia (velocidades radiais), que mede a oscilação da estrela causada pelos planetas em órbita e ajuda a determinar as suas massas.

A segunda técnica é a fotometria de trânsito, que envolve registar a ligeira queda de luz da estrela quando um planeta passa à sua frente. Foram utilizados trânsitos do telescópio espacial TESS da NASA e observações terrestres do telescópio ASTEP na Antártida, um projeto liderado pelo Observatoire de la Côte d’Azur, em Nice. Também foram incluídas observações de trânsitos da rede global de telescópios LCOGT, com instalações no Chile, na Austrália e na África do Sul, que desempenharam um papel fundamental na análise.

A terceira técnica incluiu Variações de Tempo de Trânsito (VTTs), que medem pequenos desvios de quando ocorrem os trânsitos de um planeta, indicando a presença da atração gravitacional de outro planeta. 

Por fim, os pesquisadores utilizaram a astrometria, que recorre a dados das missões espaciais Hipparcos e Gaia para detectar pequenos desvios na posição da estrela no céu causados por uma companheira massiva invisível.

O próximo trânsito de TOI-201 c está previsto para 26 de março de 2031, o que proporcionará uma oportunidade rara para observações de acompanhamento em todo o mundo, incluindo por parte de cientistas cidadãos.

Um artigo foi publicado no periódico Science Advances.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A idade de uma anã marrom através de minúsculas pulsações estelares

Os astrônomos recorreram ao Observatório W. M. Keck, em Maunakea, no Havaí, para determinar uma das idades mais precisas até à data para uma estrela semelhante ao Sol que possui uma anã marrom como companheira.

© U. Havaí (ilustração de anã marrom e sua estrela companheira)

O resultado constitui um novo e importante teste sobre a forma como as anãs marrons arrefecem e evoluem ao longo do tempo, ajudando a resolver um desafio de longa data na astrofísica.

O estudo centrou-se no sistema próximo HR 7672, que inclui uma estrela semelhante ao Sol e uma companheira anã marrom pouco brilhante. Como a anã marrom se formou juntamente com a estrela, esta idade estelar precisa serve de referência para a evolução da companheira, oferecendo uma oportunidade rara de testar diretamente modelos teóricos do arrefecimento das anãs marrons.

O sistema HR 7672 tem desempenhado um papel histórico no estudo de objetos subestelares. A companheira, conhecida como HR 7672B, foi descoberta pela primeira vez pelo pesquisador Michael Liu, professor do Instituto de Astronomia da Universidade do Havaí. HR 7672B foi a primeira anã marrom a ser diretamente fotografada em órbita de uma estrela semelhante ao Sol.

Utilizando o instrumento NIRC2 (Near-Infrared Camera) do Observatório Keck e o sistema de óptica adaptativa do telescópio para corrigir a distorção atmosférica, foi possível obter uma imagem mais nítida da anã marrom, que é 2.000 vezes mais fraca do que a sua brilhante estrela hospedeira.

Agora, mais de duas décadas depois, uma nova geração de instrumentos do Observatório Keck continua avançando esse legado. Utilizando medições ultraprecisas da estrela hospedeira com o instrumento KPF (Keck Planet Finder), os astrônomos detetaram minúsculas pulsações estelares que revelam a estrutura interna e a idade da estrela de 2,3 bilhões de anos, com uma precisão sem precedentes.

As anãs marrons são estrelas falhadas, demasiado pequenas para sustentar uma fusão de hidrogênio estável, pelo que arrefecem gradualmente e desvanecem-se à medida que envelhecem. O seu brilho, portanto, depende significativamente tanto da sua massa como da sua idade. No entanto, os astrônomos têm tido dificuldade em testar modelos teóricos deste arrefecimento, em parte porque raramente se dispõe de idades confiáveis.

Agora, com esta nova e precisa medição da idade, combinada com a luminosidade e massa bem conhecidas de HR 7672B, o sistema torna-se uma "referência" excepcional para testar modelos evolutivos das anãs marrons. Comparando as observações com seis modelos teóricos de arrefecimento diferentes, a equipe encontrou a melhor concordância com os modelos mais recentes que incorporam física interior atualizada. Sem os novos dados, não seria possível distinguir este modelo das outras cinco possibilidades.

Estes resultados demonstram que idades estelares de alta precisão são essenciais para compreender a evolução subestelar, e mostram que a espectroscopia de precisão, com a próxima geração de observações, irá finalmente fornecer esta informação. Como próximo passo, os pesquisadores planejam generalizar este método a um conjunto mais vasto de sistemas de referência e testar modelos evolutivos de anãs marrons em diferentes regimes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: W. M. Keck Observatory

A maioria dos pares de estrelas nascem como gêmeas cósmicas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A linha divisória entre planetas e estrelas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

O ritmo de expansão do Universo local

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

© CTIO / NOIRLab (escada de distâncias cósmicas)

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Destruição do cometa C/2026 A1 (MAPS)

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: NASA