NGC 6822: A Galáxia de Barnard

Grandes galáxias espirais frequentemente parecem obter toda a glória, exibindo seus jovens e brilhantes aglomerados de estrelas azuis em belos braços espirais simétricos.

© Martin Pugh/Mark Hanson (Galáxia de Barnard)

Mas pequenas galáxias também formam estrelas, como a vizinha NGC 6822, também conhecida como Galáxia de Barnard. Além dos ricos campos estelares na constelação de Sagitário, a NGC 6822 está a apenas 1,5 milhão de anos-luz de distância, sendo membro do nosso Grupo Local de galáxias. 

A NGC 6822 é uma galáxia anã irregular semelhante à Pequena Nuvem de Magalhães, e tem cerca de 7.000 anos-luz de diâmetro. 

As estrelas mais brilhantes em primeiro plano na Via Láctea têm uma aparência pontiaguda. Atrás delas, a Galáxia de Barnard é vista preenchida com jovens estrelas azuis e manchada com o brilho de hidrogênio rosado revelador de regiões de formação de estrelas nesta imagem composta de cores profundas.

Fonte: NASA

Uma explosão do passado

Uma equipe internacional de astrônomos usando o instrumento GNIRS acoplado ao telescópio Gemini Norte descobriu que CK Vulpeculae, vista pela primeira vez como uma nova estrela brilhante em 1670, está aproximadamente cinco vezes mais distante do que se pensava anteriormente.

© Gemini (a enigmática nebulosa CK Vulpeculae)

Isto torna a explosão de CK Vulpeculae em 1670 muito mais energética do que o estimado anteriormente e coloca-a numa classe misteriosa de objetos que são demasiado brilhantes para serem membros do tipo bem conhecido de explosões denominadas novas, mas demasiado fracas para serem supernovas.

Há 350 anos, o monge francês Anthelme Voituret viu uma nova estrela reluzente brilhar na constelação da Raposa (ou Vulpecula). Nos meses seguintes, a estrela tornou-se quase tão brilhante quanto a Estrela Polar e foi monitorada por alguns dos principais astrônomos da época antes de desvanecer após um ano. Os astrônomos do século XVII que observaram esta nova e brilhante estrela CK Vulpeculae incluem o astrônomo polaco Johannes Hevelius e o astrônomo franco-italiano Giovanni Domenico Cassini, que descobriu quatro das luas de Saturno. 

Após desaparecer em 1671 houveram várias tentativas infrutíferas, ao longo dos séculos, de a observar novamente, algumas por astrônomos famosos como Halley, Pickering e Humason.

A nova estrela eventualmente ganhou o nome de CK Vulpeculae e foi considerada por muito tempo o primeiro exemplo documentado de uma nova, um evento astronômico fugaz decorrente de uma explosão num sistema binário próximo no qual um membro é uma anã branca, o remanescente de uma estrela semelhante ao Sol. 

No entanto, uma série de resultados recentes colocou a classificação de longa data de CK Vulpeculae como uma nova em dúvida. Em 2015, astrônomos sugeriram que o aparecimento de CK Vulpeculae em 1670 foi o resultado de duas estrelas normais passando por uma colisão cataclísmica. 

Pouco mais de três anos depois, os mesmos astrônomos propuseram ainda que uma das estrelas era na verdade uma estrela gigante vermelha inchada, após a descoberta de um isótopo radioativo de alumínio nas imediações do local da explosão de 1670.

Para complicar ainda mais a situação, um outro grupo de astrônomos propôs uma interpretação diferente. No seu artigo, também publicado em 2018, sugeriram que o brilho repentino em 1670 foi o resultado da fusão entre uma anã marrom, uma estrela falhada demasiado pequena para brilhar através da fusão termonuclear que alimenta o Sol, e uma anã branca. 

Agora, acrescentando ao mistério em andamento em torno de CK Vulpeculae, novas observações do Observatório Gemini revelam que este objeto astronômico enigmático está muito mais longe e expeliu gás a velocidades muito mais altas do que relatado anteriormente.  

Notou-se que a detecção infravermelha seria muito mais difícil do que originalmente pensavam. Os astrônomos improvisaram e obtiveram observações infravermelhas de toda a extensão de CK Vulpeculae, incluindo os dois fragmentos de nebulosidade nas suas fronteiras mais externas.

A assinatura dos átomos de ferro desviados para o vermelho e para o azul detectados mostra que a nebulosa está se expandindo muito mais depressa do que as observações anteriores sugeriam. Assim como a frequência de uma sirene de uma ambulância muda dependendo se o veículo se move na nossa direção ou se afasta, os objetos astronômicos mudam de cor dependendo se estão se movendo na direção do observador ou afastando-se do observador. Os objetos que se afastam da Terra ficam mais vermelhos (o chamado desvio para o vermelho) e os objetos que se aproximam ficam mais azuis (o chamado desvio para o azul). 

Foi observado que os gás se deslocava inesperadamente com velocidade de aproximadamente 7 milhões de quilômetros por hora. Ao medir a velocidade de expansão da nebulosa e quanto as nuvens mais externas se moveram durante os últimos dez anos, e contabilizando a inclinação da nebulosa no céu noturno, que havia sido estimada anteriormente por outros, foi determinado  que CK Vulpeculae fica a aproximadamente 10.000 anos-luz de distância do Sol, cerca de cinco vezes mais distante do que se pensava anteriormente. 

Isto quer dizer que a explosão de 1670 foi muito mais brilhante, liberando cerca de 25 vezes mais energia do que o estimado anteriormente. Esta estimativa muito maior da quantidade de energia liberada significa que qualquer evento que provocou o súbito aparecimento de CK Vulpeculae foi muito mais violento do que uma simples nova.

A aparência visual da nebulosa CK Vulpeculae e as altas velocidades observadas podem ajudar a reconhecer relíquias de eventos semelhantes que ocorreram no passado. É difícil neste momento fornecer uma explicação convincente para a origem da explosão de CK Vulpeculae. A natureza da explosão permanece um mistério.

Fonte: Gemini Observatory

Um disco de formação planetária abastecido pela nuvem progenitora

Os sistemas estelares como o nosso formam-se dentro de nuvens interestelares de gás e poeira que colapsam produzindo estrelas jovens rodeadas por discos protoplanetários.

© MPE (filamentos de acreção em torno de protoestrela)

Esta imagem em cores falsas mostra os filamentos de acreção em torno da protoestrela [BHB2007] 1. As grandes estruturas são fluxos de gás molecular (CO) que alimentam o disco que rodeia a protoestrela. A inserção mostra a emissão de poeira do disco, visto de lado. Os "buracos" no mapa de poeira representam uma enorme divisão anular vista na estrutura do disco.

Os planetas formam-se dentro destes discos protoplanetários, deixando divisões claras, que foram recentemente observadas em sistemas evoluídos, no momento em que a nuvem progenitora foi dissipada.

O ALMA revelou agora um disco protoplanetário evoluído com uma grande divisão ainda sendo alimentado pela nuvem circundante por meio de grandes filamentos de acreção. Isto mostra que a acreção de material no disco protoplanetário continua por mais tempo do que se pensava anteriormente, afetando a evolução do futuro sistema planetário. 

Uma equipe de astrônomos liderados pelo Dr. Felipe Alves do Centro para Estudos Astroquímicos do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre usou o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) para estudar o processo de acreção no objeto estelar [BHB2007] 1, um sistema localizado na ponta da Nuvem Molecular do Cachimbo. 

Os dados do ALMA revelam um disco de poeira e gás em torno da protoestrela e grandes filamentos de gás em torno deste disco. Os cientistas interpretam estes filamentos como "serpentinas" de acreção que alimentam o disco com material extraído da nuvem ambiente. O disco reprocessa o material acretado, entregando-o à protoestrela. 

A estrutura observada é muito incomum para objetos estelares neste estágio de evolução, com uma idade estimada em 1.000.000 anos, quando os discos circunstelares já estão formados e amadurecidos para a formação planetária.

A atividade dos filamentos de acreção demonstra que o disco ainda está crescendo enquanto simultaneamente nutre a protoestrela. A equipe também relata a presença de uma enorme lacuna dentro do disco. A divisão tem uma largura de 70 UA (Unidades Astronômicas) e abrange uma zona compacta de gás molecular quente.

Além disso, dados suplementares em frequências rádio pelo VLA (Very Large Array) apontam para a existência de emissão não-térmica no mesmo local onde foi detectado o gás quente.

Estas duas linhas de evidência indicam que um objeto subestelar, um jovem planeta gigante ou uma anã marrom, está presente na divisão. À medida que este companheiro acreta material do disco, aquece o gás e possivelmente fornece energia com fortes jatos ionizados.

A equipe estima que um objeto com uma massa entre 4 e 70 massas de Júpiter seja necessário para produzir a lacuna observada no disco. As observações indicam fortemente que os discos protoplanetários continuam acumulando material também após o início da formação planetária. Isto é importante porque o material fresco que cai no disco afetará tanto a composição química do futuro sistema planetário quanto a evolução dinâmica de todo o disco. 

Estas observações também impõem novas restrições temporais para a formação dos planetas e da evolução do disco, esclarecendo como sistemas estelares como o nosso são esculpidos a partir da nuvem original.

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Registrada raríssima explosão do tipo kilonova

Há muito tempo atrás, e em uma região distante do Universo, uma enorme explosão de raios gamas liberou, em meio segundo, mais energia do que o Sol irá produzir durante todo o seu período estimado de 10 bilhões de anos de vida.

© Scientific American (nascimento de um magnetar da fusão de estrelas de nêutrons)

Após terem examinado essa incrível explosão na forma de ondas luminosas visíveis, de rádio, de raio X e na região do infravermelho, uma equipe de astrofísicos acredita que o fato ocorrido foi o nascimento de um tipo de estrela chamada de magnetar. 

Os pesquisadores acreditam que o magnetar se formou a partir da fusão de duas estrelas de nêutrons. A fusão resultou em um fenômeno astronômico conhecido como kilonova, a mais brilhante já observada. A luz finalmente chegou à Terra no dia 22 de maio de 2020. A luz se apresentou primeiro como uma explosão de raios gama, chamada de pequena erupção de raios gama.

“Quando duas estrelas de nêutron se fundem, o resultado previsto mais comum é que formem uma estrela de nêutrons pesada que colapsa para formar um buraco negro após milisegundos, ou até menos,” disse Wen-fai Fong, pesquisador da Universidade Northwestern que liderou o estudo. “Nosso estudo mostra que é possível que, nesse tipo particular de explosão de raio gama, o objeto pesado tenha sobrevivido. Ao invés de colapsar em um buraco negro, formou-se uma magnetar: uma estrela de nêutrons que rotaciona rapidamente e que possui um grande campo magnético, liberando energia para seus arredores e criando o brilho luminoso que nós observamos”. 

Após a primeira detecção da luz, feita pelo Observatório Neil Gehrels Swift, da NASA, os cientistas rapidamente recorreram a outros telescópios, incluindo o telescópio espacial Hubble e o Observatório W.M. Keck, para estudar o pós-explosão e a galáxia onde ela ocorreu. 

A equipe de Fong rapidamente percebeu que algo não fazia sentido. Em comparação com o que se pode observar nos comprimentos de raio X e de rádio, as emissões próximas ao infravermelho, detectadas pelo Hubble, eram muito luminosas. Na realidade, tinham uma luminosidade 10 vezes superior ao previsto.

Fong e sua equipe discutiram diversas possibilidades para explicar essa luminosidade inusitada observada pelo Hubble, conhecida como pequena erupção de raios gama. Os pesquisadores acreditam que essas pequenas erupções são causadas pela fusão de duas estrelas de nêutrons, que são objetos extremamente densos. Embora a maioria das pequenas erupções de raios gama provavelmente resultem na formação de um buraco negro, nesse caso as duas estrelas de nêutrons que se fundiram podem ter se combinado para formar um magnetar, que é uma estrela de nêutrons supermassiva que possui um campo magnético muito poderoso. 

O que existe basicamente são linhas de campo magnético que estão ancoradas na estrela que está rotacionando cerca de 1.000 vezes por segundo, e isso produz um vento magnetizado. Essas linhas magnéticas em rotação extraem a energia rotacional da estrela de nêutrons formada na fusão, e depositam essa energia no material que é ejetado pela explosão, o que faz com que o material brilhe ainda mais.

“Nós sabemos que os magnetares são reais porque podemos vê-los em nossa galáxia,” disse Fong. “Nós acreditamos que a maioria deles se formou devido às explosões de estrelas muito massivas, que deixam como remanescentes essas estrelas de nêutrons altamente magnetizadas. Porém, é possível que uma pequena porção deles tenha se formado devido por uma fusão de estrelas de nêutrons. Nunca havíamos visto algo assim, ainda mais em luz infravermelha, o que torna essa descoberta especial.” 

As Kilonovas, que geralmente brilham 1.000 vezes mais que uma clássica explosão de supernova, geralmente estão acompanhadas por pequenas erupções de raios gama. Singulares por se formarem a partir da fusão de dois objetos compactos, as kilonovas brilham a partir do decaimento radioativo de elementos pesados que são ejetados durante a fusão, que produz elementos valiosos como ouro e urânio.

Até hoje, só temos registro de uma kilonova confirmada e detalhada. Logo, é bastante empolgante encontrar uma possível nova kilonova, que parece ser tão diferente. Essa descoberta permite a oportunidade de explorar a diversidade de kilonovas e dos objetos remanescentes que elas geram. 

Se essa luminosidade inesperada, observada pelo Hubble, for devida a um magnetar que depositou energia dentro do material kilonova, então, após alguns anos, o material que foi ejetado por essa erupção irá produzir radiação na forma de ondas de rádio. Futuras observações de rádio poderão efetivamente mostrar que se tratava de um magnetar, e assim será possível explicar como se formam tais objetos. 

A pesquisa foi aceita para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Scientific American

A próxima conjunção entre Júpiter e Saturno

Logo após o pôr do Sol, na noite de 21 de dezembro, Júpiter e Saturno aparecerão mais próximos no céu noturno da Terra do que desde a Idade Média, fornecendo às pessoas de todo o mundo um espetáculo celeste para celebrar o solstício de verão.

© Cartes du Ciel (conjunção de Júpiter e Saturno)

Os alinhamentos entre estes dois planetas são bastante raros, ocorrendo uma vez a cada mais ou menos 20 anos, mas esta conjunção é excepcionalmente rara devido à pequena distância que separa os astros. Teríamos que voltar até um pouco antes do amanhecer de 4 de março de 1226 para ver um alinhamento ainda mais íntimo entre estes objetos visíveis no céu noturno. O último encontro próximo dos astros ocorreu em 1623.

Os planetas Júpiter e Saturno têm vindo a aproximar-se um do outro a partir do ponto de vista do céu da Terra desde o inverno. De 16 a 25 de dezembro, os dois estarão separados por menos do que o diâmetro de uma Lua Cheia. 

Na noite da maior aproximação, 21 de dezembro, parecerão à vista desarmada um planeta duplo, separados por apenas 1/5 do diâmetro da Lua Cheia. Para a maioria dos observadores com telescópios, naquela noite cada planeta e várias das suas maiores luas estarão visíveis no mesmo campo de visão. 

Embora as melhores condições de observação sejam próximo do equador, o evento será observável em qualquer lugar da Terra, caso a meteorologia o permita. A dupla planetária aparecerá baixa no céu a oeste cerca de uma hora depois do pôr-do-Sol a cada noite.

Quanto mais para norte estiver o observador, menos tempo terá para ter um vislumbre da conjunção antes que os planetas se desloquem para trás do horizonte. Felizmente, os planetas serão brilhantes o suficiente para serem observados ao crepúsculo. 

A conjunção estará apenas 13º acima do horizonte aproximadamente uma hora depois do pôr-do-Sol (18h15). Será possível observá-los caso o tempo o permita e caso tenha uma vista desimpedida do horizonte a sudoeste.

Aqueles que preferirem esperar e ver Júpiter e Saturno tão próximos um do outro novamente, mas mais altos no céu, terão que aguardar até ao dia 15 de março de 2080. Depois desta data, o par só fará uma aparição idêntica algum tempo depois do ano 2400.

Fonte: Centro Ciência Viva do Algarve

Descoberta "galáxia fóssil" enterrada nas profundezas da Via Láctea

Cientistas que trabalham com dados do APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment) do SDSS (Sloan Digital Sky Survey) descobriram uma "galáxia fóssil" escondida nas profundezas da nossa Via Láctea.

© ESA/SDSS (Via Láctea e Héracles)

A imagem acima mostra as estrelas da Via Láctea, a partir da perspetiva da Terra. Os anéis coloridos mostram a extensão da galáxia fóssil conhecida como Héracles. Os pequenos objetos em baixo e à direita são as Grandes Nuvens de Magalhães, duas galáxias satélite da Via Láctea.

Este resultado pode abalar a nossa compreensão de como a Via Láctea cresceu para a Galáxia que vemos hoje. A galáxia fóssil proposta pode ter colidido com a Via Láctea há dez bilhões de anos, quando a nossa Galáxia ainda estava na sua infância. 

A denominação da galáxia Héracles é em homenagem ao antigo herói grego que recebeu o dom da imortalidade quando a Via Láctea foi criada. Os remanescentes de Héracles representam cerca de um-terço do halo esférico da Via Láctea. Mas se as estrelas e o gás de Héracles constituem uma percentagem tão grande do Halo Galáctico, porque é que não os vimos antes?

A resposta está na sua localização no interior da Via Láctea. "Para encontrar uma galáxia fóssil como esta, tivemos que observar a composição química detalhada e os movimentos de dezenas de milhares de estrelas," diz Ricardo Schiavon da Universidade John Moores em Liverpool, no Reino Unido. "Isto é especialmente difícil de fazer para estrelas no centro da Via Láctea, porque estão escondidas da vista por nuvens de poeira interestelar. O APOGEE permite-nos atravessar essa poeira e ver o coração da Via Láctea mais profundamente do que nunca." 

O APOGEE faz isso obtendo espectros de estrelas no infravermelho próximo, em vez de no visível, que fica obscurecido pela poeira. Ao longo da sua vida observacional de dez anos, o APOGEE mediu espectros para mais de meio milhão de estrelas de toda a Via Láctea, incluindo o seu núcleo anteriormente obscurecido pela poeira. 

Examinar um número tão grande de estrelas é necessário para encontrar estrelas incomuns no centro densamente povoado da Via Láctea, que é como encontrar agulhas num palheiro. 

Para separar estrelas pertencentes a Héracles daquelas da Via Láctea original, a equipe usou composições químicas e velocidades das estrelas medidas pelo instrumento APOGEE.

Na observação das galáxias estudadas, algumas centenas tinham composições químicas e velocidades surpreendentemente diferentes. Estas estrelas são tão diferentes que só podiam ter vindo de outra galáxia. Ao estudá-las em detalhe, foi possível traçar a localização precisa e a história desta galáxia fóssil.

Considerando que as galáxias são construídas por meio de fusões com galáxias menores ao longo do tempo, os remanescentes de galáxias mais antigas são vistos frequentemente no halo exterior da Via Láctea, uma nuvem enorme mas muito esparsa de estrelas que envolvem a galáxia principal. Mas, uma vez que a nossa Galáxia foi construída de dentro para fora, as primeiras fusões requerem olhar para as partes mais centrais do halo da Via Láctea, que estão profundamente enterradas dentro do disco e no bojo. 

As estrelas originalmente pertencentes a Héracles representam aproximadamente um-terço da massa de todo o halo da Via Láctea hoje, o que significa que esta recém-descoberta antiga da colisão deve ter sido um evento importante na história da nossa Galáxia. 

Isto sugere que a Via Láctea pode ser incomum, dado que a maioria das galáxias espirais massivas semelhantes tiveram vidas iniciais muito mais calmas. 

O APOGEE é um dos principais levantamentos da quarta fase do SDSS, e esta nova era de descobertas não vai terminar com a conclusão destas observações. A quinta fase do SDSS já começou a obtenção de dados, e o seu MWM (Milky Way Mapper) vai basear-se no sucesso do APOGEE para medir espectros de dez vezes mais estrelas em todas as partes da Via Láctea, usando luz infravermelha próxima, luz visível, e às vezes ambas.

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

Fonte: Sloan Digital Sky Surveys

Raios escuros misteriosos

Algumas das vistas mais deslumbrantes do nosso céu ocorrem ao pôr do Sol, quando a luz solar penetra nas nuvens, criando uma mistura de raios brilhantes e escuros formados pelas sombras das nuvens e os feixes de luz espalhados pela atmosfera.

© Hubble (IC 5063)

A galáxia próxima IC 5063 são apresenta um efeito semelhante nesta nova imagem do telescópio espacial Hubble.

Neste caso, uma coleção de estreitos raios brilhantes e sombras escuras é vista irradiando do centro extremamente brilhante da galáxia ativa, atingindo pelo menos 36.000 anos-luz. 

Os astrônomos traçaram os raios de volta ao núcleo da galáxia, a localização de um buraco negro supermassivo ativo. O buraco negro está se alimentando de material em queda, produzindo um poderoso jato de luz de gás superaquecido próximo a ele. 

Embora os pesquisadores tenham desenvolvido várias teorias plausíveis para o show de luzes, a ideia mais intrigante sugere que as sombras estão sendo lançadas no espaço por um anel em forma de tubo interno, ou toro, de material empoeirado ao redor do buraco negro. 

A galáxia IC 5063 reside a 156 milhões de anos-luz da Terra.

Fonte: ESA

Uma maternidade estelar caótica

O instrumento MUSE, montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO no Observatório do Paranal no Chile, observou milhares de estrelas recém-formadas no núcleo da galáxia NGC 5236.

© ESO/VLT (NGC 5236)

Referida pela maioria como galáxia Catavento do Sul, a NGC 5236 retira o seu nome da configuração dos seus braços em espiral e da sua localização numa constelação austral: a Hidra. São brilhantes regiões de formação estelar que iluminam esta galáxia, incluindo a região mostrada aqui, situada no centro do objeto. 

Com as condições certas, e geralmente no interior dos braços em espiral de uma galáxia, nuvens moleculares frias compostas essencialmente de hidrogênio gasoso podem colapsar e formar novas estrelas. 

Em nuvens maiores, a ignição de uma estrela nova pode dar origem a um efeito de dominó, iniciando o colapso do gás circundante e resultando em ainda mais estrelas. No entanto, no interior do centro de uma galáxia, outros processos entram em jogo. 

O buraco negro supermassivo no centro da NGC 5236 canaliza enormes quantidades de material na sua direção; ao mesmo tempo e erraticamente, "cospe" também matéria e enormes quantidades de energia para o exterior, fazendo com que a intensa formação estelar em torno da região central da galáxia seja ainda mais caótica.

Fonte: ESO

Lentes gravitacionais podem estimar a expansão do Universo

O Universo está se expandindo, mas há certeza de quão rápida esta expansão está acontecendo.

© Hubble (aglomerado de galáxias SDSS J1038+4849)

Agora, Simon Birrer, pós-doutorado da Universidade de Stanford e do Instituto Kavli para Física de Partículas e Astrofísica do Laboratório Nacional do Acelerador SLAC pertencente ao Departamento de Energia dos EUA, e uma equipe internacional de pesquisadores têm uma nova resposta que pode, uma vez aprimorada com mais dados, ajudar a resolver o debate. 

Esta nova resposta é o resultado de revisitar um método com décadas chamado cosmografia de atraso de tempo com novas suposições e dados adicionais para derivar uma nova estimativa da constante de Hubble, uma medida da expansão do Universo. 

Sabe-se há quase um século que o cosmos está expandindo e, durante este tempo, foram estabelecidas duas formas principais de medir esta expansão. Um método é a escada de distâncias cósmicas, uma série de etapas que ajudam a estimar a distância até supernovas distantes. Ao examinar o espectro de luz destas supernovas, os cientistas podem calcular a rapidez com que estão se afastando de nós e, em seguida, dividir pela distância para estimar a constante de Hubble. 

A constante de Hubble também pode ser estimada a partir de ondulações na radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB, do inglês Cosmic Microwave Background radiation). Estas ondulações resultam de ondas sonoras que viajam pelo plasma no início do Universo.

Ao medir o tamanho das ondulações, podem inferir há quanto tempo e a que distância esta CMB que vemos hoje foi criada. Baseando-se numa teoria cosmológica bem estabelecida, os pesquisadores podem estimar a velocidade de expansão do Universo. No entanto, ambas as abordagens têm desvantagens. 

Os métodos de ondas sonoras dependem muito de como o som viajou no início do Universo, o que depende por sua vez da mistura particular de tipos de matéria no momento, de quanto tempo as ondas sonoras viajaram antes de deixar a sua marca na CMB e em suposições sobre a expansão do Universo desde aquela época. 

Entretanto, os métodos de escada de distâncias cósmicas encadeiam uma série de estimativas, começando com estimativas de radar da distância ao Sol e estimativas de paralaxe da distância até estrelas pulsantes chamadas cefeidas. Isto introduz uma cadeia de calibrações e medições, cada uma das quais necessita de ser precisa e sensível o suficiente para garantir uma estimativa confiável da constante de Hubble. 

Mas existe uma maneira de medir distâncias mais diretamente, com base no que chamamos de lentes gravitacionais fortes. A gravidade curva o próprio espaço-tempo e, com ele, o percurso que a luz faz através do cosmos. Um caso especial é quando um objeto muito massivo, como uma galáxia, curva a luz de um objeto muito distante de forma que a luz nos alcance por vários percursos diferentes, criando efetivamente várias imagens do mesmo objeto de fundo. 

Na década de 1960, através da teoria da relatividade de Einstein, foi possível usar as lentes gravitacionais fortes e a luz que curvam possibilitando medir mais diretamente as distâncias cósmicas. Ao longo da última década as medições tornaram-se precisas o suficiente para levar este método, cosmografia de atraso de tempo, da ideia à realidade. 

Medições sucessivas e um esforço dedicado pelas equipes H0LiCOW, COSMOGRAIL, STRIDES e SHARP, agora sob a alçada conjunta da organização TDCOSMOS, culminaram numa medição da constante de Hubble de aproximadamente 73 km/s/MPc (quilômetros por segundo por megaparsec) com uma precisão de 2%. Isto está de acordo com as estimativas feitas com o método local de escada de distâncias cósmicas, mas em tensão com as medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas sob as suposições do modelo cosmológico padrão. 

Com base nesta nova análise, com significativamente menos suposições aplicadas às sete galáxias influenciadas  por lentes gravitacionais com atraso de tempo que a equipe analisou em estudos anteriores, chegou-se a um valor mais alto da constante de Hubble, cerca de 74 km/s/MPc, mas com uma maior incerteza, o suficiente para que o seu valor fosse consistente com as estimativas altas e baixas da constante de Hubble. 

No entanto, quando foram adicionadas 33 lentes gravitacionais com propriedades semelhantes,mas sem uma fonte variável para trabalhar diretamente a cosmografia de atraso de tempo, usadas para estimar a estrutura galáctica, a estimativa da constante de Hubble caiu para cerca de 67 km/s/MPc, com 5% de incerteza, em boa concordância com as estimativas das ondas sonoras como as da CMB, mas também estatisticamente consistente com as determinações anteriores, dadas as incertezas. 

Esta mudança substancial não significa que o debate sobre o valor da constante de Hubble acabou, longe disso. Por um lado, o seu método introduz uma nova incerteza na estimativa associada às 33 lentes gravitacionais adicionadas na análise, e a TDCOSMO precisará de mais dados para confirmar os seus resultados, embora possam não demorar muito a chegar. 

Olhando mais adiante, novas imagens serão obtidas de mais galáxias com o LSST (Legacy Survey of Space and Time) do Observatório Vera Rubin para melhorar tais estimativas. 

Os resultados foram publicados no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Stanford University

Uma nebulosa intrigante revela o elo perdido estelar

Localizada a cerca de 6.300 anos-luz de distância, a TYC 2597-735-1 parecia uma estrela como outra qualquer, dentro de uma nebulosa esquisita. Porém, dados do observatório espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX) mostram que a nebulosa, conhecida como Blue Ring Nebula, está cercada por um anel azul difuso.

© NASA/JPL-Caltech (Blue Ring Nebula)

Mark Seibert, astrofísico do Carnegie Institution for Science e membro da equipe GALEX, foi um dos primeiros a encontrar a Nebulosa do Anel Azul nos dados do GALEX em 2004.

Nos últimos 16 anos, foram usados vários telescópios para identificar a causa do anel misterioso. Em 2006, foi usado o telescópio Hale da Caltech no Observatório Palomar, e o Observatório W. M. Keck, no Havaí, para encontrar evidências de uma onda de choque ao redor da estrela. A presença de tal onda de choque sugere que uma nuvem de gás foi ejetada para o espaço. Por um tempo, pensou-se que a estrela poderia estar destruindo um planeta invisível, mas, em 2017, dados do Habitable Zone Planet Finder no telescópio Hobby-Eberly no Texas confirmaram que não havia nenhum objeto compacto orbitando a estrela.

Dados de arquivo do telescópio espacial Spitzer e do Wide-field Survey Explorer (WISE) da NASA, junto com outros observatórios infravermelhos anteriores, ajudaram a estabelecer que a estrela foi circundada por um disco de poeira. Dados adicionais também desempenharam um papel na resolução do caso, incluindo aqueles de um grupo de ciência cidadã chamado American Association of Variable Star Observers (AAVSO).

As novas observações mostraram que existem curvas finas de material em cada lado do anel, formado por gás hidrogênio. Estas curvas são mais quentes e mais densas, e revelaram que o anel é uma estrutura ainda mais complexa em forma de dois cones, um de cada lado da estrela. Parece um anel porque neste ângulo estamos olhando para a abertura mais larga de um dos cones. 

Mas o que poderia ter criado uma estrutura como esta? Um estudo apresenta uma hipótese bastante convincente de que se trata de um caso de canibalismo estelar, ou seja, um antigo sistema binário de estrelas que orbitavam entre si até que uma delas devorou sua companheira. 

Uma delas seria semelhante ao Sol, embora mais velha, enquanto a segunda teria massa muito inferior, provavelmente uma anã vermelha com cerca de 1/10 de massa solar. Toda estrela semelhante ao Sol está destinada a envelhecer e inchar, tornando-se uma gigante vermelha, e foi isso o que aconteceu no caso deste sistema. Enquanto se expandia, sua superfície ficou cada vez mais perto da anã vermelha. Isso vez com que todo o material de expansão da gigante vermelha começasse a ser puxado para a estrela secundária. 

Acontece que este fluxo foi tão forte que a anã vermelha não conseguia absorver tudo, e este gás acabou formando um disco circumbinário, ou seja, um disco largo ao redor de ambas as estrelas. O processo roubou a energia rotacional da dupla, e assim a estrela secundária começou a espiralar rumo à primária, até que elas colidiram, resultando em uma fusão. 

A colisão entre duas estrelas costuma ser um evento cataclísmico, mesmo quando elas não são muito grandes. Após devorar sua companheira, a estrela primária acabou explodindo, ejetando uma quantidade de gás e poeira 

Quando os astrônomos olham agora para a TYC 2597-735-1, estão provavelmente vendo como ela estava há cerca de mil anos após o evento da fusão. Com a colisão, ela passou a girar mais rápido e sua superfície se agita com toda a atividade que acontece por lá, como o material do disco caindo sobre ela. Além disso, ela sopra um vento de gás gerando uma onda de choque que está se movendo a 400 km/s.

A onda de choque aqueceu as moléculas de hidrogênio nos escombros, o que fez com que adquirissem fluorescência na luz ultravioleta. Este processo de fluorescência é semelhante ao que causou o brilho de uma longa cauda atrás da estrela Mira, fotografada pelo GALEX em 2007.

© NASA/JPL-Caltech (estrela Mira)

Então, o vento desviou, fluindo para cima e para baixo, perpendicular ao disco. O resultado é o gás formando a nebulosa na forma de dois cones apontados para fora. Descobrir a real forma daquilo que antes parecia um anel foi um grande passo para a astronomia, e marca o fim de um mistério que durou 16 anos, desde que os astrônomos ficaram perplexos com a nebulosa. 

Este é o mais jovem caso conhecido de duas estrelas em processo de fusão. As fusões estelares podem ocorrer uma vez a cada 10 anos na Via Láctea, e isso significa que muitas estrelas que vemos hoje no céu já era um sistema binário, muito tempo atrás. Também já conhecemos muitos sistemas binários que podem se fundir algum dia, mas pouco se sabe sobre o que acontece logo após a colisão. 

O estudo foi publicado na revista Nature.

Fonte: California Institute of Technology

O colapso da nuvem que deu origem ao Sistema Solar

Há muito tempo o nosso Sol e Sistema Solar formaram-se no curto espaço de tempo de 200.000 anos.

© NASA (ilustração da poeira e do gás em torno de sistema planetário recém-formado)

Esta é a conclusão de um grupo de cientistas do Laboratório Nacional Lawrence Livermore após observarem isótopos do elemento molibdênio encontrados em meteoritos. O material que compõe o Sol e o resto do Sistema Solar veio do colapso de uma grande nuvem de gás e poeira há cerca de 4,5 bilhões de anos. 

Ao observarem outros sistemas estelares que se formaram de forma semelhante ao nosso, os astrônomos estimam que provavelmente são necessários cerca de 1 a 2 milhões de anos para o colapso de uma nuvem e a ignição de uma estrela, mas este é o primeiro estudo que pode fornecer números para o nosso próprio Sistema Solar. 

Os sólidos mais antigos do Sistema Solar são as inclusões ricas em cálcio e alumínio (CAIs, em inglês "calcium-aluminum–rich inclusions"), e estas amostras fornecem um registo direto da formação do Sistema Solar. Estas inclusões de tamanho micrométrico a centimétrico nos meteoritos formaram-se num ambiente de alta temperatura (mais de 1.300 Kelvin), provavelmente perto do jovem Sol. 

Foram então transportadas para a região onde os meteoritos condritos carbonáceos se formaram, onde podem ser encontrados hoje. A maioria das CAIs foram formadas há 4,567 bilhões de anos, durante um período de aproximadamente 40.000 a 200.000 anos. 

É aqui que entra a equipe do Laboratório Nacional Lawrence Livermore. Ela mediu as composições isotópicas e traços de uma variedade de CAIS obtidas de meteoritos condritos carbonáceos, incluindo o meteorito Allende, o maior condrito carbonáceo encontrado na Terra. 

Como descobriram que as composições isotópicas distintas de molibdênio cobrem grande quantidade de material que se formou no disco protoplanetário em vez de apenas uma pequena faixa, estas inclusões devem ter sido formadas dentro do intervalo de tempo do colapso da nuvem. 

Uma vez que o período de tempo observado de acreção estelar é muito mais longo do que o tempo que as CAIs levaram para se formar, a equipe foi capaz de identificar qual a fase astronômica da formação do Sistema Solar registrada pela formação das CAIs e, finalmente, quão depressa o material que compõe o Sistema Solar se acretou.

Um artigo sobre o estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: Lawrence Livermore National Laboratory

Uma ametista cósmica numa estrela moribunda

Na Terra, as ametistas podem se formar quando bolhas de gás na lava esfriam sob as condições certas. No espaço, uma estrela moribunda com massa semelhante à do Sol é capaz de produzir uma estrutura equivalente ao apelo destas lindas gemas.

© Chandra/Hubble (IC 4593)

À medida que estrelas como o Sol consomem seu combustível, suas camadas externas se desprendem e o núcleo da estrela encolhe. Usando o observatório de raios X Chandra da NASA, os astrônomos encontraram uma bolha de gás muito quente no centro de uma destas estrelas em extinção, uma nebulosa planetária em nossa galáxia chamada IC 4593. A uma distância de cerca de 7.800 anos-luz da Terra, a IC 4593 é a nebulosa planetária mais distante já detectada com o Chandra. 

Esta nova imagem da IC 4593 evidenciam os raios X (em roxo) obtido pelo Chandra. A bolha detectada pelo Chandra é de um gás que foi aquecido a mais de um milhão de graus. Estas altas temperaturas provavelmente foram geradas por material que explodiu do núcleo encolhido da estrela e se chocou com o gás que havia sido ejetado anteriormente pela estrela. 

Esta imagem composta também contém dados de luz visível (rosa e verde) do telescópio espacial Hubble. As regiões rosa na imagem do Hubble são a sobreposição da emissão do gás mais frio composto por uma combinação de nitrogênio, oxigênio e hidrogênio, enquanto a emissão verde é principalmente do nitrogênio. 

A IC 4593 é chamada de "nebulosa planetária", um nome que parece enganador porque esta classe de objetos não tem nada a ver com planetas. O nome foi dado cerca de dois séculos atrás porque elas tinham aparência de um planeta quando vistos através de um pequeno telescópio. Na verdade, uma nebulosa planetária é formada após o interior de uma estrela com aproximadamente a massa do Sol se contrair e suas camadas externas se expandem e esfriam. No caso do Sol, suas camadas externas podem se estender até a órbita de Vênus durante sua fase de gigante vermelha daqui aproximadamente 5 bilhões de anos. 

Além do gás quente, também é encontrada evidências de uma fonte de raios X semelhante a um ponto no centro da IC 4593. Esta emissão de raios X tem energias mais altas do que a bolha de gás quente. A fonte pontual pode ser da estrela que descartou suas camadas externas para formar a nebulosa planetária ou pode ser de uma possível estrela companheira neste sistema. 

Um artigo que descreve estes resultados foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma galáxia com braços espirais camuflados

Observada com o telescópio espacial Hubble, a galáxia tênue apresentada nesta imagem é conhecida como UGC 12588.

© Hubble (UGC 12588)

Ao contrário de muitas galáxias espirais, a UGC 12588 não exibe uma barra de estrelas em seu centro nem o padrão clássico de braço espiral proeminente. Em vez disso, para o observador, seu centro circular, branco e quase todo não estruturado torna esta galáxia menos reminiscente que uma megaestrutura de estrelas e gás no espaço. 

Situada na constelação de Andrômeda, no hemisfério norte, esta galáxia é classificada como uma galáxia espiral. Ao contrário da imagem clássica de uma galáxia espiral, no entanto, os enormes braços com estrelas e gás na UGC 12588 são muito tênues, indistintos e firmemente enrolados em seu centro. 

A visão mais clara dos braços espirais vem das estrelas mais azuis espalhadas ao redor das bordas da galáxia que destacam as regiões onde a formação de novas estrelas está provavelmente ocorrendo.

Fonte: NASA

Primeira detecção direta de uma anã marron com um radiotelescópio

Pela primeira vez, os astrônomos usaram observações de um radiotelescópio e de um par de observatórios em Maunakea, Havaí, para descobrir e caracterizar uma anã marrom fria, também conhecida como estrela falhada.

©  ASTRON/Danielle Futselaar (ilustração de uma anã marrom)

A anã marron, designada BDR J1750+3809, é o primeiro objeto subestelar detectado por meio de observações no rádio; até agora, as anãs marrons foram amplamente descobertas em levantamentos infravermelhos do céu. 

A BDR J1750+3809, apelidada "Elegast" pela equipe de descoberta, foi identificada pela primeira vez usando dados do telescópio LOFAR (Low-Frequency Array) na Europa, e depois confirmada usando telescópios no cume do Maunakea, nomeadamente o Observatório Gemini e o IRTF (InfraRed Telescope Facility) da NASA. 

A descoberta direta destes objetos, com radiotelescópios sensíveis como o LOFAR, é um avanço significativo, porque demonstra que é possível detectar objetos que são demasiado frios e tênues para serem encontrados em levantamentos infravermelhos e talvez até mesmo detectar exoplanetas gigantes gasosos que flutuam livremente pelo espaço, sem estarem ligados gravitacionalmente a estrelas. 

Este trabalho abre um método totalmente novo para encontrar os objetos mais frios flutuando na vizinhança do Sol, que de outra forma seriam demasiado fracos para serem descobertos com os métodos usados nos últimos 25 anos. 

As anãs marrons ocupam a fronteira entre os maiores planetas e as estrelas menores. Elas não têm massa suficiente para desencadear a fusão do hidrogênio nos seus núcleos e, ao invés, brilham em comprimentos de onda infravermelhos com o calor remanescente da sua formação. Também apelidadas de "super-planetas", as anãs marrons possuem atmosferas gasosas que se assemelham mais aos planetas gigantes do nosso Sistema Solar do que a qualquer estrela. 

Embora as anãs marrons não possuam as reações de fusão que mantêm o Sol brilhando, podem emitir radiação em comprimentos de onda de rádio. O processo subjacente que alimenta estas emissões de rádio é conhecido, pois também ocorre no maior planeta do Sistema Solar. O poderoso campo magnético de Júpiter acelera partículas carregadas, como elétrons, que por sua vez produzem radiação, neste caso, ondas de rádio e auroras. 

O fato de as anãs marrons serem emissoras de rádio permitiu que os astrônomos através deste resultado desenvolvesse uma nova estratégia de observação. As emissões de rádio foram detectadas anteriormente apenas em algumas anãs marrons frias, que foram descobertas e catalogadas por levantamentos infravermelhos antes de serem observadas com radiotelescópios. 

Os astrônomos decidiram inverter esta estratégia, usando um radiotelescópio sensível para descobrir fontes de rádio frias e fracas, e em seguida realizar observações infravermelhas de acompanhamento com telescópios do Maunakea para categorizá-las. 

Além de ser um resultado empolgante por si só, a descoberta de BDR J1750+3809 pode fornecer um vislumbre tentador de um futuro quando for possível medir as propriedades dos campos magnéticos dos exoplanetas. As anãs marrons frias são os astros mais parecidos com os exoplanetas que podem atualmente serem detectados com radiotelescópios, e esta descoberta pode ser usada para testar teorias que preveem a força do campo magnético dos exoplanetas. Os campos magnéticos são um fator importante na determinação das propriedades atmosféricas e da evolução a longo prazo dos exoplanetas.

A pesquisa foi publicada no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Gemini Observatory

Os anéis das árvores e o impacto de supernovas distantes na Terra

De acordo com uma nova pesquisa do geocientista Robert Brakenridge da Universidade do Colorado, em Boulder, EUA, explosões massivas de energia, a milhares de anos-luz da Terra, podem ter deixado vestígios na biologia e geologia do nosso planeta.

© You-Hua Chu/R. M. Williams (Supernova N 63A)

O estudo analisa a os impactos das supernovas, alguns dos eventos mais violentos do Universo conhecido. Em apenas alguns meses, uma única destas erupções pode liberar tanta energia quanto o Sol durante toda a sua vida, sendo muito brilhantes. Através de um telescópio, uma galáxia é uma pequena mancha difusa. Então, de repente, aparece uma estrela e pode ser tão brilhante quanto o resto da galáxia.

Uma supernova muito próxima pode ser capaz de varrer a civilização humana da face da Terra. Mas mesmo de longe, estas explosões podem ainda provocar danos, banhando o nosso planeta em radiação perigosa e danificando a camada protetora de ozônio. Para estudar estes possíveis impactos, Brakenridge estudou registos de anéis de árvores em busca das impressões digitais destas distantes explosões cósmicas. 

Os seus achados sugerem que as supernovas relativamente próximas podem, teoricamente, ter provocado pelo menos quatro perturbações no clima da Terra ao longo dos últimos 40.000 anos. Os resultados estão longe de ser conclusivos, mas fornecem dicas tentadoras de que, quando se trata da estabilidade da vida na Terra, o que acontece no espaço nem sempre fica no espaço. "Estes são eventos extremos, e os seus potenciais efeitos parecem corresponder aos registos dos anéis de árvores," disse Brakenridge. 

A sua investigação gira em torno do caso de um átomo curioso. O carbono-14, também conhecido como radiocarbono, é um isótopo do carbono que ocorre apenas em pequenas quantidades na Terra. Também não é daqui. O radiocarbono é formado quando os raios cósmicos do espaço bombardeiam a atmosfera do nosso planeta num ritmo quase constante.

As árvores captam dióxido de carbono e parte deste carbono será radiocarbono. No entanto, às vezes a quantidade de radiocarbono que as árvores recolhem não é constante. Os cientistas descobriram vários casos em que a concentração deste isótopo nos anéis das árvores aumentou subitamente e sem razão terrestre aparente. Muitos cientistas levantaram a hipótese de que estes picos de vários anos podem ser provocados por explosões solares ou enormes liberações de energia da superfície do Sol. 

Na verdade, existem apenas duas possibilidades: uma proeminência solar ou uma supernova. Os cientistas registaram supernovas em outras galáxias que podem ter produzido uma quantidade estupenda de radiação gama, o mesmo tipo de radiação que pode desencadear a formação de átomos de radiocarbono na Terra. Embora estes isótopos não sejam propriamente perigosos, um pico nos seus níveis pode indicar que a energia de uma supernova distante viajou centenas ou milhares de anos-luz até ao nosso planeta. 

Para testar esta hipótese, Brakenridge voltou-se para o passado. Ele reuniu uma lista de supernovas que ocorreram relativamente perto da Terra ao longo dos últimos 40.000 anos. Os cientistas podem estudar estes eventos observando as nebulosas que deixam para trás. Ele então comparou as idades estimadas destes fogos-de-artifício galácticos com o registo de anéis de árvores no solo. Descobriu que das oito supernovas mais próximas estudadas, todas pareciam estar associadas a picos inexplicáveis no registo de radiocarbono na Terra. 

Ele considera quatro delas candidatos especialmente promissores. Veja-se o caso de uma ex-estrela na constelação de Vela. Este corpo celeste, que no passado esteve a cerca de 815 anos-luz da Terra, tornou-se uma supernova há cerca de 13.000 anos. Não muito depois, os níveis de radiocarbono aumentaram quase 3% na Terra, um aumento impressionante. 

Estas evidências estão longe de serem irrefutáveis. Os cientistas ainda têm problemas em datar as supernovas do passado, tornando incerto o momento da explosão de Vela e com um erro de até 1.500 anos. Também não está claro quais foram os impactos de tal perturbação nas plantas e animais da Terra nessa época. 

Foram avistados sinais de que Betelgeuse, uma estrela gigante vermelha na constelação de Órion, pode estar à beira de entrar em colapso e de se transformar em supernova. E só está a 642,5 anos-luz da Terra, muito mais perto do que a supernova de Vela.

O estudo foi publicado na revista International Journal of Astrobiology.

Fonte: University of Colorado Boulder

A atmosfera de "Netuno quente" que não devia existir

Uma equipe liderada por um astrônomo da Universidade do Kansas analisou dados dos telescópios espaciais TESS e Spitzer da NASA para retratar pela primeira vez a atmosfera de um tipo altamente incomum de exoplaneta "Neptuno quente".

© E. Schmidt (ilustração do exoplaneta LTT 9779b perto da estrela que orbita)

A pesquisa detalha a primeira caracterização espectral atmosférica de qualquer planeta descoberto pelo TESS, o primeiro mapa de temperatura global de qualquer planeta do TESS com uma atmosfera e um Netuno quente cujo espectro de emissão é fundamentalmente diferente dos muito maiores "Júpiteres quentes" anteriormente estudados.

Este exoplaneta é tão intensamente irradiado pela sua estrela que a sua temperatura está próxima de 1.700º C e a sua atmosfera pode ter-se evaporado completamente. Ainda assim, as observações com o Spitzer mostram a sua atmosfera por meia da luz infravermelha que o planeta emite.

Este exoplaneta não tem uma superfície sólida e é muito mais quente do que Mercúrio no nosso Sistema Solar, não só o chumbo seria derretido nesta atmosfera, como também a platina, crômio e aço inoxidável. 

O Netuno quente LTT 9779b foi descoberto no ano passado, tornando-se um dos primeiros planetas do tamanho de Netuno descobertos pela missão TESS da NASA. Os astrônomos usaram uma técnica chamada "curva de fase" para analisar a composição atmosférica do exoplaneta. 

Foi medida a quantidade de radiação infravermelha emitida pelo planeta enquanto girava 360º no seu eixo. A luz infravermelha informa-nos sobre a temperatura de algo e onde estão as partes mais quentes e frias deste planeta. As leituras da temperatura do planeta são vistas como uma forma de caracterizar a sua atmosfera. 

"O planeta é muito mais frio do que esperávamos, o que sugere que está refletindo muita da luz estelar incidente que o atinge, provavelmente devido às nuvens diurnas," disse Nicolas Cowan do iREx (Institute for Research on Exoplanets) e da Universidade McGill em Montreal, que ajudou na análise e interpretação das medições da curva de fase térmica. "O planeta também não transporta muito calor para o lado noturno, mas achamos que compreendemos isso: a luz estelar que é absorvida é provavelmente absorvida no alto da atmosfera, de onde a energia é rapidamente irradiada de volta para o espaço." 

O que as medições até agora mostram são o que características de absorção espectral, indicando a presença de monóxido de carbono e/ou dióxido de carbono na atmosfera.

Um estudo complementar desta pesquisa, investiga a composição atmosférica do exoplaneta por meio de observações de eclipses secundários com o instrumento IRAC (Spitzer Infrared Array Camera) do Netuno quente. 

Como é que este planeta é capaz de reter a sua atmosfera? Como é que se formou? Será que já foi maior, mas perdeu parte da atmosfera original? Se sim, então porque é que a sua atmosfera não é apenas uma versão em escala reduzida das atmosferas dos exoplanetas maiores e ultraquentes? E o que mais pode estar escondido na sua atmosfera? 

Estas perguntas poderão ser respondidas com o advento do futuro telescópio espacial James Webb, onde o exoplaneta LTT 9779b será um alvo muito interessante de se observar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of New Mexico