A mina de ouro que é uma colisão de estrelas de nêutrons

As estrelas de nêutrons são o produto final de estrelas massivas e reúnem uma grande parte da massa estelar original numa estrela superdensa com um diâmetro de apenas cerca de dez quilômetros.

© I. Markin (simulação da fusão de duas estrelas de nêutrons)

A imagem mostra a simulação numérica do material ejetado resultante de duas estrelas de nêutrons em fusão. As cores vermelhas referem-se ao material ejetado com uma alta fração de nêutrons, que parecerá tipicamente mais vermelho do que o material azul que contém uma fração maior de prótons.

No dia 17 de agosto de 2017, os pesquisadores observaram pela primeira vez as várias assinaturas de uma fusão explosiva de duas estrelas de nêutrons que se orbitavam uma à outra: ondas gravitacionais e enormes surtos de radiação, incluindo uma explosão de raios gama. Astrônomos desenvolveram um método para modelar simultaneamente estes sinais observáveis de uma quilonova. Isto permite-lhes descrever com precisão o que acontece exatamente durante uma fusão, como a matéria nuclear se comporta em condições extremas e porque é que o ouro na Terra deve ter sido criado em tais eventos. 

Utilizando uma nova ferramenta de software, uma equipe do Instituto Max Planck de Física Gravitacional e da Universidade de Potsdam conseguiu interpretar simultaneamente os vários tipos de dados astrofísicos de uma quilonova. Além disso, podem ser utilizados dados de observações de rádio e raios X de outras estrelas de nêutrons, cálculos de física nuclear e até dados de experiências de colisão de íons pesados em aceleradores terrestres. Até agora, as várias fontes de dados têm sido analisadas separadamente e, em alguns casos, os dados têm sido interpretados utilizando modelos físicos diferentes.

Uma estrela de nêutrons é um objeto astrofísico superdenso formado no final da vida de uma estrela massiva numa explosão de supernova. Tal como outros objetos compactos, algumas estrelas de nêutrons orbitam-se umas às outras em sistemas binários. Perdem energia através da emissão constante de ondas gravitacionais, ou seja, pequenas ondulações no tecido do espaço-tempo, e acabam por colidir. 

Estas fusões permitem estudar princípios físicos sob as condições mais extremas do Universo. Por exemplo, as condições destas colisões altamente energéticas levam à formação de elementos pesados como o ouro. Realmente, as estrelas de nêutrons em fusão são objetos únicos para estudar as propriedades da matéria a densidades muito superiores às encontradas nos núcleos atômicos. 

O novo método foi aplicado à primeira e até agora única observação de fusões de estrelas de neutrões binárias. Neste evento os últimos milhares de órbitas das estrelas em torno uma da outra tinham deformado o espaço-tempo o suficiente para criar ondas gravitacionais, que foram detectadas pelos observatórios terrestres de ondas gravitacionais Advanced LIGO e Advanced Virgo. 

Quando as duas estrelas se fundiram, foram ejetados elementos pesados recém-formados. Alguns destes elementos decaíram radioativamente, provocando o aumento da temperatura. Desencadeado por esta radiação térmica, foi detectado um sinal eletromagnético no visível, no infravermelho e no ultravioleta até duas semanas após a colisão. Uma explosão de raios gama, também causada pela fusão da estrela de nêutrons, ejetou material adicional. A reação da matéria da estrela de nêutrons com o meio circundante produziu raios X e emissões de rádio que puderam ser monitoradas em escalas de tempo que vão de dias a anos. 

Os detectores de ondas gravitacionais estão atualmente na sua quarta série de observações. A próxima detecção de uma fusão de estrelas de nêutrons pode surgir a qualquer momento propiciando novas informações de sua evolução.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications. 

Fonte: Max Planck Institute

Detectada segunda supernova numa galáxia distante

No passado mês de novembro, o telescópio espacial James Webb da NASA observou um enorme aglomerado de galáxias chamado MACS J0138.0-2155.

© Webb (supernova na galáxia MRG-M0138)

Através do efeito de lente gravitacional, previsto pela primeira vez por Albert Einstein, uma galáxia distante de nome MRG-M0138 aparece deformada pela poderosa gravidade do aglomerado de galáxias interveniente. Além de deformar e ampliar a galáxia distante, o efeito de lente gravitacional causado pelo aglomerado de galáxias MACS J0138 produz cinco imagens diferentes de MRG-M0138. 

Em 2019, os astrônomos anunciaram a surpreendente descoberta de que uma explosão estelar, ou supernova, tinha ocorrido dentro de MRG-M0138, vistas em imagens obtidas em 2016 pelo telescópio espacial Hubble. Veja detalhes em: Explosão de supernova esperada para 2037.

Quando um outro grupo de astrônomos examinou as imagens do Webb de 2023, ficou espantado ao descobrir que, sete anos mais tarde, a mesma galáxia abrigava uma segunda supernova. 

Quando uma supernova explode por trás de uma lente gravitacional, a sua luz chega à Terra por vários percursos diferentes. Podemos comparar esses percursos a vários comboios que saem de uma estação ao mesmo tempo, todos viajando à mesma velocidade e com destino ao mesmo local. Cada comboio faz um percurso diferente e, devido às diferenças na duração da viagem e no terreno, os comboios não chegam ao seu destino ao mesmo tempo. Do mesmo modo, as imagens de supernovas que sofrem o efeito de lente gravitacional aparecem ao longo de dias, semanas ou mesmo anos. Ao medir as diferenças nos tempos em que as imagens das supernovas aparecem, podemos medir a história do ritmo de expansão do Universo, conhecida como a constante de Hubble, que é um grande desafio na cosmologia atual. 

O problema é que estas supernovas com imagens múltiplas são extremamente raras: até agora foram detectadas menos de uma dúzia. A supernova de 2016 em MRG-M0138, chamada Requiem, destacou-se por várias razões. Em primeiro lugar, estava a 10 bilhões de anos-luz de distância. Em segundo lugar, a supernova era provavelmente do mesmo tipo (Ia) que é usado como "vela padrão" para medir distâncias cósmicas. Em terceiro lugar, os modelos previam que uma das imagens da supernova seria tão atrasada pelo seu trajeto através da gravidade extrema do aglomerado que só apareceria em meados da década de 2030. 

Infelizmente, como Requiem só foi descoberta em 2019, muito depois de ter desaparecido de vista, não foi possível reunir dados suficientes para medir a constante de Hubble nesse momento. Agora através da segunda supernova serão efetuadas medidas para corroborar a constante de Hubble. As supernovas são normalmente imprevisíveis, mas as observações infravermelhas, por volta de 2035, irão captar o seu último suspiro e fornecer uma nova e precisa medição da constante de Hubble.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Nebulosa da Galinha Corredora

Este ano o Observatório Europeu do Sul (ESO) traz-lhe uma galinha para as Festas.

© ESO (nebulosa da Galinha Corredora)

A chamada Nebulosa da Galinha Corredora, que abriga jovens estrelas em formação, é revelada com um detalhe sem precedentes nesta imagem de 1,5 bilhões de pixels captada pelo VLT Survey Telescope (VST), instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile.

Esta enorme maternidade estelar situa-se na constelação do Centauro, a cerca de 6.500 anos-luz de distância da Terra. As estrelas jovens desta nebulosa emitem uma radiação intensa que faz com que o hidrogênio gasoso circundante brilhe em tons de rosa. 

A Nebulosa da Galinha Corredora é composta por várias regiões, as quais podemos ver nesta enorme imagem que cobre uma área no céu correspondente a cerca de 25 Luas Cheias. A região mais brilhante da nebulosa chama-se IC 2948. Os contornos em tons pastel são plumas etéreas de gás e poeira. Em direção ao centro da imagem, marcada pela estrutura brilhante e vertical quase em forma de pilar, situa-se IC 2944. A cintilação mais brilhante nesta região em particular trata-se de Lambda Centauri, uma estrela visível a olho nu que se encontra muito mais próximo de nós do que a própria nebulosa.

Existem muitas estrelas jovens no interior de IC 2948 e IC 2944, que, embora brilhantes, não são certamente “pacíficas”, pois liberam grandes quantidades de radiação. Algumas regiões da nebulosa, conhecidas por glóbulos de Bok, conseguem resistir ao feroz bombardeamento da radiação ultravioleta que permeia esta região. Se ampliarmos a imagem, podemos vê-las: pequenas bolsas escuras e densas de poeira e gás espalhadas pela nebulosa. 

Outras regiões aqui fotografadas incluem, no canto superior direito, Gum 39 e 40, e no canto inferior direito, Gum 41. Para além das nebulosas, há inúmeras estrelas cor de laranja, brancas e azuis, tais como fogos de artifício no céu. 

Esta imagem é um grande mosaico criado a partir de centenas de imagens separadas. As imagens individuais foram obtidas através de filtros que deixam passar luz de diferentes cores, tendo sido depois combinadas no resultado final aqui apresentado. As observações foram realizadas com a OmegaCAM, uma câmara de campo largo montada no VST, um telescópio pertencente ao Instituto Nacional de Astrofísica italiano (INAF). O VST é ideal para mapear o céu meridional em luz visível e os dados utilizados para criar este mosaico foram obtidos no âmbito do rastreio VPHAS+ (VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge), um projeto que visa compreender melhor o ciclo de vida das estrelas. 

Fonte: ESO

Descoberta de dois sistemas planetários em estrelas parecidas com o Sol

Um estudo revela a descoberta de dois novos sistemas planetários orbitando estrelas semelhantes ao nosso Sol, também conhecidas como análogas solares.

© L. Almeida (ilustração do sistema planetário TOI-1736)

O estudo foi liderado pelo Dr. Eder Martioli, pesquisador titular do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCTI, Brasil) e pesquisador associado do IAP (Institut d'astrophysique de Paris), e pelo Dr. Guillaume Hébrard, pesquisador do IAP. 

As observações responsáveis pela detecção destes dois sistemas, denominados TOI-1736 e TOI-2141, foram realizadas com o telescópio espacial TESS da NASA e com o espectrógrafo SOPHIE instalado no telescópio de 1,93 metros do OHP (Observatoire de Haute-Provence) no sul da França. 

Sistemas planetários como estes não apenas ampliam o nosso conhecimento sobre a formação e evolução de planetas em torno de estrelas semelhantes ao Sol, mas também possibilitam medições mais precisas das propriedades físicas dos planetas, aproveitando a semelhança entre a estrela hospedeira e o nosso Sol. 

A descoberta do primeiro exoplaneta, 51 Pegasi b, em 1995, realizada com o mesmo telescópio de 1,93 m no OHP e que resultou no Prêmio Nobel da Física para os astrônomos Michel Mayor e Didier Queloz, marcou o início de uma revolução na nossa compreensão sobre a existência de sistemas planetários no Universo. 

Hoje, mais de 5.500 exoplanetas são conhecidos, e esta contagem cresce diariamente. A descoberta destes objetos oferece uma oportunidade para estudar a presença de planetas em torno das estrelas e a variedade de características físicas que podem ser encontradas em diferentes sistemas. Uma das lições aprendidas desde a descoberta do primeiro exoplaneta é que o Sistema Solar não é único e não abarca todos os tipos de planetas possíveis. Por exemplo, o planeta 51 Pegasi b é do tamanho de Júpiter, mas orbita bem mais próximo da sua estrela do que qualquer outro planeta no Sistema Solar, por isso é chamado de "Júpiter quente". Outros tipos de planetas comuns em sistemas exoplanetários são as super-Terras e os mini-Netunos, ambos sem equivalentes no nosso Sistema Solar. 

Outra descoberta importante é que a diversidade de tipos estelares, seja grande ou pequena, quente ou fria, não impede a formação de planetas. No entanto, o tipo de estrela pode influenciar na frequência de certos tipos de planetas. O trabalho desenvolvido pela equipe do Dr. Eder Martioli teve como objetivo principal estudar duas estrelas muito semelhantes ao Sol, nas quais foram detectados planetas do tipo mini-Netuno e super-Júpiter, ambos sem similares no Sistema Solar. Isto permitiu uma compreensão mais aprofundada da presença de planetas com diferentes características e de como estes corpos evoluem num ambiente semelhante ao do nosso Sol.

O primeiro sistema desta descoberta, TOI-2141, consiste de uma estrela situada a 250 anos-luz de distância, com um tamanho praticamente idêntico e uma idade ligeiramente mais avançada que a do nosso Sol. A sua composição química também revela uma escassez de elementos mais pesados em comparação com o Sol. A quantidade de elementos mais pesados é um importante fator para o processo de formação planetária.

O planeta TOI-2141 b foi detectado através do método de trânsito, no qual o planeta passa em frente à estrela, gerando pequenos eclipses periódicos que permitem a sua detecção pelo monitoramento das variações no brilho estelar. Este planeta possui um diâmetro três vezes maior que o da Terra e uma massa cerca de 24 vezes maior que a da Terra, sendo classificado como um mini-Netuno. Completa uma órbita em torno da estrela a cada 18,26 dias, mantendo-se a uma distância de apenas 13% da distância entre a Terra e o Sol. Devido à sua proximidade à estrela, estima-se que o planeta possua uma temperatura de cerca de 450 graus Celsius. A sua densidade sugere a presença de um núcleo rochoso e uma atmosfera com uma grande quantidade de vapor de água, porém, apenas na forma gasosa devido às altas temperaturas. 

Não foram identificados outros planetas neste sistema, mas a possibilidade de encontrar outros planetas menores ainda não pode ser descartada devido às limitações dos métodos de observação. 

O segundo sistema desta descoberta, TOI-1736, revelou-se um tanto exótico. A estrela principal está a uma distância de 290 anos-luz e é muito similar ao Sol, principalmente em termos de temperatura e idade, sendo apenas cerca de 15% maior que o Sol e com uma concentração ligeiramente maior de elementos químicos mais pesados. Observou-se que o sistema TOI-1736 possui uma estrela companheira, menor e mais fria, caracterizando-se, portanto, como um sistema estelar binário. No entanto, a estrela mais fria está distante o suficiente para não interferir no sistema planetário, que orbita apenas em torno da estrela principal. 

Foram detectados pelo menos dois planetas neste sistema.  O primeiro, TOI-1736 b, também é um mini-Netuno, com um diâmetro 2,5 vezes maior que o da Terra e uma massa 13 vezes superior à da Terra. Apresenta trânsitos e orbita a uma distância da estrela correspondente a apenas 7% da distância entre a Terra e o Sol, completando uma órbita a cada 7,1 dias. Devido a esta proximidade, o planeta recebe significativamente mais radiação da estrela, resultando numa temperatura estimada de 800 graus Celsius. O segundo planeta, TOI-1736 c, não apresenta trânsitos, porém possui uma massa 2.800 vezes maior que a da Terra, quase 9 vezes maior que Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar. Com este tamanho, TOI-1736 c é classificado como um super-Júpiter e por pouco não se tornou uma estrela. Ele completa uma órbita a cada 570 dias. Localizado a apenas 30% a mais de distância do que a Terra está do Sol, este planeta encontra-se na chamada zona habitável da estrela TOI-1736.

Esta zona é definida como a região ao redor da estrela com temperatura adequada para permitir a existência de água líquida na superfície do planeta. TOI-1736 c é provavelmente um gigante gasoso, similar a Júpiter, portanto, não se espera que tenha uma superfície sólida como a da Terra. No entanto, se por acaso o planeta TOI-1736 c abrigar uma lua, este corpo sólido poderia ter uma atmosfera, potencialmente permitindo a presença de água líquida e, quem sabe, ser um mundo habitável. As observações de TOI-1736 revelaram indícios de um possível terceiro planeta em órbita mais distante, necessitando de monitoramento por um período prolongado para a sua confirmação. Assim, a equipe continua observando TOI-1736 com o espectrógrafo SOPHIE no OHP, na esperança de, em breve, obter mais informações sobre esta estrela tão semelhante ao Sol, mas com um sistema planetário tão diverso.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Laboratório Nacional de Astrofísica

Nova observação de alta definição de uma explosão estelar

Como um ornamento redondo e brilhante, pronto a ser colocado numa árvore de Natal, o remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A) brilha numa nova imagem do telescópio espacial James Webb. No entanto, esta cena não é a proverbial noite feliz e nem tudo está calmo.

© Webb / MIRI (Cassiopeia A no infravermelho próximo)

A imagem de Cas A obtida pelo instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb mostra uma explosão muito violenta com uma resolução anteriormente inalcançável nestes comprimentos de onda. Esta imagem de alta resolução revela pormenores intrincados da concha de material em expansão que embate no gás liberado pela estrela antes desta explodir. 

O Cas A está localizado a 11.000 anos-luz de distância, na direção da constelação de Cassiopeia. Estima-se que tenha explodido há cerca de 340 anos, do nosso ponto de vista.

A supernova Cas A é um dos remanescentes de supernova mais bem estudados em todo o cosmos. Ao longo dos anos, os observatórios terrestres e espaciais, incluindo o telescópio espacial Hubble, reuniram coletivamente uma imagem de vários comprimentos de onda dos restos esfarrapados do objeto. 

No entanto, os astrônomos entraram agora numa nova era no estudo de Cas A. Em abril de 2023, o MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb deu início a esta história, revelando características novas e inesperadas no interior da concha interna do remanescente de supernova.

© Webb / MIRI (Cassiopeia A no infravermelho médio)

Mas muitas dessas características são invisíveis na nova imagem do NIRCam. A luz infravermelha é invisível aos nossos olhos, pelo que os processadores de imagem representam estes comprimentos de onda de luz com cores visíveis. Nesta imagem mais recente de Cas A, foram atribuídas cores aos diferentes filtros do NIRCam, e cada uma dessas cores indica uma atividade diferente que ocorre no interior do objeto. À primeira vista, a imagem do NIRCam pode parecer menos colorida do que a imagem MIRI. No entanto, isso não significa que haja menos informação: simplesmente, trata-se dos comprimentos de onda em que o material do objeto está emitindo a sua luz. As cores mais visíveis na imagem são os aglomerados de cor de laranja brilhante e rosa claro que constituem o invólucro interior do remanescente de supernova. 

A visão nítida do Webb consegue detectar os menores nós de gás, compostos por enxofre, oxigênio, argônio e neônio da própria estrela. Neste gás contém uma mistura de poeira e moléculas, que acabarão por ser incorporadas em novas estrelas e sistemas planetários. Alguns filamentos de detritos são demasiado pequenos para serem resolvidos, mesmo pelo Webb, o que significa que são comparáveis ou inferiores a 16 bilhões de quilômetros de diâmetro (cerca de 100 UA). Em comparação, a totalidade de Cassiopeia A estende-se por 10 anos-luz, ou cerca de 9,5x10^13 quilômetros. 

Quando se compara a nova imagem no infravermelho próximo de Cas A pelo Webb com a imagem no infravermelho médio, a sua cavidade interior e a camada mais exterior estão curiosamente desprovidas de cor. Os arredores da camada interior principal, que apareciam como um laranja e vermelho profundos na imagem MIRI, parecem agora a fumaça de uma fogueira. Isto marca o local onde a onda de explosão da supernova está embatendo no material circundante. A poeira no material circunstelar é demasiado fria para ser detectada diretamente nos comprimentos de onda do infravermelho próximo, mas ilumina-se no infravermelho médio. 

Os pesquisadores concluíram que a cor branca é a luz da radiação síncroton, que é emitida em todo o espetro eletromagnético, incluindo no infravermelho próximo. É gerada por partículas carregadas que se deslocam a velocidades extremamente elevadas e que se movimentam em espiral em torno de linhas de campo magnético. A radiação síncroton é também visível nas conchas em forma de bolha na metade inferior da cavidade interna. Igualmente invisível no infravermelho próximo, o "loop" de luz verde na cavidade central de Cas A que brilhava no infravermelho médio. Esta característica foi descrita como "difícil de compreender" pelos investigadores na altura da sua primeira observação. Embora o "verde"  não seja visível no NIRCam, o que resta no infravermelho próximo nessa região pode dar uma ideia do misterioso fenômeno. Os buracos circulares visíveis na imagem MIRI são ligeiramente delineados por emissões brancas e púrpuras na imagem NIRCam, isto representa gás ionizado. Provavelmente, isto se deve aos detritos da supernova empurrarem e esculpirem o gás deixado pela estrela antes desta explodir. 

Existe também uma caraterística fascinante no canto inferior direito do campo de visão da NIRCam. Essa mancha grande e estriada Cas A Bebê, porque parece ser uma "cria" da supernova principal. Isto é um eco de luz. A luz da explosão da estrela há muito tempo atingiu, e está aquecendo, a poeira distante, que brilha à medida que arrefece. A complexidade do padrão de poeira, e a aparente proximidade de Cas A Bebê com a própria Cas A, são particularmente intrigantes. Na realidade, Cas A Bebê está localizada a cerca de 170 anos-luz atrás do remanescente de supernova. Há também vários outros ecos de luz menores espalhados pelo novo retrato do Webb.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um alinhamento de galáxias

Esta imagem mostra um sistema de galáxias em interação conhecido como Arp-Madore 2105-332, que fica a cerca de 200 milhões de anos-luz da Terra, na constelação Microscopium. Este sistema pertence ao catálogo Arp-Madore de galáxias peculiares.

© Hubble (sistema de galáxias Arp-Madore 2105-332)

A maravilhosa qualidade desta imagem também revela várias outras galáxias, não associadas a este sistema, mas posicionadas fortuitamente de tal forma que parecem estar formando uma linha que se aproxima do componente mais à esquerda de Arp-Madore 2105-332, que é conhecido individualmente como 2MASX J21080752-3314337. A galáxia mais à direita, por sua vez, é conhecida como 2MASX J21080362-3313196. 

Estes nomes robustos não são fáceis de memorizar, mas na verdade contêm informações valiosas: são coordenadas no sistema de ascensão reta e declinação amplamente utilizado pelos astrônomos para localizar objetos astronômicos. 

Ambas as galáxias são de um tipo conhecido como galáxias de linhas de emissão. Isto significa simplesmente que, quando observados com espectrômetros, os espectros de ambas as galáxias exibem picos brilhantes característicos, conhecidos como linhas de emissão. Isto é diferente, por exemplo, das galáxias com linhas de absorção cujos espectros contêm lacunas distintas, conhecidas como linhas de absorção. 

As linhas de emissão são produzidas quando os gases estão muito quentes e, portanto, têm energia suficiente para que os átomos e moléculas sejam excitados e emitam luz. As galáxias com linhas de emissão são locais altamente energéticos, o que as distingue como prováveis focos de formação estelar. Tal como acontece com muitos tipos de galáxias, categorizar uma galáxia como uma galáxia de linhas de emissão não a exclui de ter outras descrições que se refiram às suas outras propriedades. Por exemplo, Arp-Madore 2105-332 é também uma galáxia “peculiar”, refletindo as formas atípicas das suas duas galáxias constituintes.

Fonte: ESA

Estrelas antigas produziam elementos extraordinariamente pesados

Quão pesado pode ser um elemento?

© LNLA (ilustração de uma estrela de nêutrons)

Pesquisadores descobriram que as estrelas antigas eram capazes de produzir elementos com massas atômicas superiores a 260, mais pesados do que qualquer elemento da tabela periódica que se encontra naturalmente na Terra. A descoberta aprofunda a nossa compreensão da formação de elementos nas estrelas. 

Nós somos, literalmente, feitos de material estelar. As estrelas são fábricas de elementos, onde os elementos estão constantemente se fundindo ou se separando para criar outros elementos mais leves ou mais pesados. Em termos gerais, a massa atômica é baseada no número de prótons e nêutrons no núcleo de um átomo deste elemento. Sabe-se que os elementos mais pesados só são criados em estrelas de nêutrons através do processo de captura rápida de nêutrons, ou processo r. 

Imagine um único núcleo atômico flutuando numa sopa de nêutrons. De repente, um grupo destes nêutrons fica preso ao núcleo num período de tempo muito curto, normalmente em menos de um segundo, e depois sofre algumas alterações internas de nêutron para próton. Forma-se um elemento pesado, como o ouro, a platina ou o urânio. Os elementos mais pesados são instáveis ou radioativos, o que significa que decaem com o tempo. Uma das formas de o fazer é por divisão, um processo chamado fissão.

O processo r é necessário se quisermos produzir elementos mais pesados do que, por exemplo, o chumbo e o bismuto. É preciso adicionar muitos nêutrons muito rapidamente, mas o problema é que é preciso muita energia. E o melhor lugar para encontrar ambos é no nascimento ou na morte de uma estrela de nêutrons, ou quando as estrelas de nêutrons colidem e produzem a matéria-prima do processo. 

Não temos uma boa noção de quantos tipos diferentes de locais no Universo podem gerar o processo r, não sabemos como termina o processo r e não podemos responder a perguntas como: quantos nêutrons se podem adicionar? Ou, quão pesado pode ser um elemento? Por isso, foi decidido olhar para os elementos que poderiam ser produzidos por fissão em algumas estrelas antigas bem estudadas. 

A equipe analisou de novo as quantidades de elementos pesados em 42 estrelas bem estudadas da Via Láctea. As estrelas eram conhecidas por terem elementos pesados formados pelo processo r em gerações anteriores de estrelas. Ao analisar as quantidades de cada elemento pesado coletivamente encontrado nestas estrelas, em vez de individualmente como é mais comum, foram identificados padrões anteriormente não reconhecidos. Estes padrões indicavam que alguns elementos listados perto do meio da tabela periódica, como a prata e o ródio, eram provavelmente os restos da fissão de elementos pesados. Foi determinado que o processo r pode produzir átomos com uma massa atômica de pelo menos 260 antes de se fissionarem. Este valor de 260 é interessante porque não foi detectado anteriormente nada tão pesado no espaço ou naturalmente na Terra, nem mesmo em testes de armas nucleares. Mas vê-los no espaço fornece orientações de como surgiu a rica diversidade de elementos químicos. 

 Um artigo foi publicado na revista Science. 

Fonte: Los Alamos National Laboratory

Dúvidas gigantescas sobre exoluas gigantes

Tal como se pode assumir que as estrelas da nossa Via Láctea têm planetas em órbita, as luas em torno destes exoplanetas não devem ser incomuns. Isto torna ainda mais difícil a sua detecção.

© L. Hustak (ilustração de uma exolua em torno de um exoplaneta)

Até agora, apenas dois dos mais de 5.300 exoplanetas conhecidos tinham luas. Nas observações dos planetas Kepler-1625b e Kepler-1708b efetuadas pelos telescópios espaciais Kepler e Hubble, foi descoberto pela primeira vez vestígios de tais luas. 

Um novo estudo levanta agora dúvidas sobre estas afirmações anteriores. Como referem cientistas do Instituto Max Planck e do Observatório Sonnenberg, ambos na Alemanha, as interpretações "apenas planetárias" das observações são mais conclusivas. Para a sua análise, os pesquisadores utilizaram o algoritmo Pandora, recentemente desenvolvido, que facilita e acelera a procura de exoluas. Também analisaram que tipo de exoluas podem ser encontradas, em princípio, nas modernas observações astronômicas espaciais. 

A resposta é bastante chocante. No nosso Sistema Solar, o fato de um planeta ser orbitado por uma ou mais luas é mais a regra do que a exceção: para além de Mercúrio e Vênus, todos os outros planetas têm companheiras deste tipo; no caso do gigante gasoso Saturno, foram encontrados 140 satélites naturais até à data. Por isso, os cientistas consideram provável que planetas em sistemas estelares distantes também tenham luas. 

Quando o algoritmo foi aplicado aos dados observacionais de Kepler-1625b e de Kepler-1708b, os resultados foram surpreendentes. O planeta Kepler-1625b, semelhante a Júpiter, fez manchetes há cinco anos. Pesquisadores da Universidade de Columbia, em Nova York, relataram fortes indícios da existência de uma lua gigante em órbita, que faria parecer pequenas todas as luas do Sistema Solar. Os cientistas tinham analisado dados do telescópio espacial Kepler da NASA, que observou mais de 100.000 estrelas durante a sua primeira missão, entre 2009 e 2013, e descobriu mais de 2.000 exoplanetas. Foram novamente encontradas pistas em observações posteriores com o telescópio espacial Hubble. E então, no ano passado, este extraordinário candidato a exolua ganhou companhia: outra lua gigante muito maior do que a Terra orbita o planeta Kepler-1708b, do tamanho de Júpiter.

As exoluas estão tão distantes que não as podemos ver diretamente, mesmo com os telescópios modernos mais potentes. Em vez disso, os telescópios registam as flutuações do brilho de estrelas distantes, cuja série temporal se designa por curva de luz. Se um exoplaneta passa em frente da sua estrela, a partir da perspectiva da Terra, escurece a estrela por uma pequena fração. Este evento chama-se trânsito e repete-se regularmente com o período orbital do planeta em torno da estrela. Uma exolua, acompanhando o planeta, teria um efeito de escurecimento semelhante. O seu vestígio na curva de luz não seria apenas significativamente mais fraco. Devido ao movimento da lua e do planeta em torno do seu centro mútuo de gravidade, este escurecimento adicional na curva de luz seguiria um padrão bastante complicado. E há outros efeitos a considerar, como os eclipses planeta-lua, as variações naturais de brilho da estrela e outras fontes de ruído geradas durante as medições telescópicas. 

Um algoritmo compara depois estas curvas de luz simuladas com a curva de luz observada e procura a melhor correspondência. No caso do planeta Kepler-1708b, descobriu-se agora que os cenários sem lua podem explicar os dados observacionais com a mesma exatidão que os cenários com lua. A probabilidade de uma lua em órbita do Kepler-1708b é claramente menor do que a registada anteriormente. Os dados não sugerem a existência de uma exolua em torno de Kepler-1708b. 

Os cientistas argumentam agora que a variação instantânea do brilho estelar ao longo do seu disco, um efeito conhecido como escurecimento do limbo estelar, tem um impacto crucial no sinal proposto da exolua. O limbo do disco solar, por exemplo, parece mais escuro do que o centro. As novas e extensas análises mostram também que os algoritmos de procura de exoluas produzem frequentemente falsos positivos. No caso de uma curva de luz como a de Kepler-1625b, a taxa de resultados falsos é provavelmente de cerca de 11%.

De acordo as análises, apenas as luas particularmente grandes que orbitam o seu planeta numa órbita larga são detectáveis utilizando a tecnologia atual. Comparadas com as luas familiares do nosso Sistema Solar, seriam todas esquisitas: pelo menos com o dobro do tamanho de Ganimedes, a maior lua do Sistema Solar e, portanto, quase tão grande como a Terra. As primeiras exoluas que serão descobertas em futuras observações, como as da missão PLATO, serão certamente muito incomuns.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Max Planck Institute

Estrelas distantes avistadas na vasta corrente de Magalhães

Os astrônomos resolveram um mistério científico de meio século ao identificar estrelas associadas ao fluxo de gás cósmico que emana de um par de galáxias próximas.

© CfA / M. Weiss (fluxo de gás cósmico emanando de um par de galáxias)

Durante quase cinquenta anos, os astrônomos saíram de mãos vazias na sua busca por estrelas dentro da extensa estrutura conhecida como Corrente de Magalhães. Uma colossal faixa de gás, a Corrente de Magalhães abrange quase 300 diâmetros lunares no céu do Hemisfério Sul, seguindo atrás das galáxias da Nuvem de Magalhães, duas das vizinhas cósmicas mais próximas da Via Láctea. 

Agora a busca pelas estrelas finalmente acabou. Pesquisadores do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian (CfA) e colegas identificaram 13 estrelas cujas distâncias, movimento e composição química as colocam diretamente dentro do fluxo enigmático. A localização destas estrelas permitiu agora determinar a verdadeira distância até à Corrente de Magalhães, revelando que esta se estende de 150.000 anos-luz a mais de 400.000 anos-luz de distância. 

As Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães são galáxias anãs satélites da Via Láctea. Visíveis a olho nu como luminâncias transparentes, as Nuvens são conhecidas desde a antiguidade. Com o advento de telescópios cada vez mais poderosos, capazes de perceber fenômenos demasiado tênues para os nossos olhos verem, foi descoberta uma gigantesca pluma de gás hidrogênio aparentemente expelida das Nuvens no início da década de 1970.

Estudos do gás dentro desta Corrente de Magalhães mostraram ainda que a Corrente tem dois filamentos entrelaçados, um originando-se de cada Nuvem. Estas características sugerem que a gravidade da Via Láctea pode ter puxado a Corrente de Magalhães para fora das Nuvens. No entanto, a forma exata como a Corrente se formou continua sendo difícil de determinar, em grande parte devido a sua presumível componente estelar permanecer indiscernível. 

As escassas estrelas que pontilham os arredores da Galáxia foram pouco estudadas porque o Sistema Solar está bem no disco estrelado da própria Via Láctea. Porém, ao longo da última década, catálogos de observação profunda compilados por novos instrumentos, especialmente o telescópio espacial Gaia da ESA, começaram a espionar objetos estelares que poderiam ser apenas estas estrelas fronteiriças indescritíveis. Com acesso concedido ao telescópio Magellan Baade de 6,5 m no Observatório Las Campanas, no Chile, através do CfA e do MIT, um projeto foi empreendido para realizar espectroscopia em 200 estrelas distantes da Via Láctea, que quando concluída será a maior amostra deste tipo. 

A espectroscopia envolve a coleta de luz suficiente de um objeto para detectar certas assinaturas impressas nas faixas coloridas da luz que, como as impressões digitais, identificam exclusivamente elementos químicos individuais. Estas assinaturas revelam, portanto, a composição química de um objeto, evidenciando sobre suas origens. Além disso, as assinaturas mudam com base na distância até um objeto, permitindo aos astrônomos saber para onde um objeto, como uma estrela, está indo e, correspondentemente, de onde veio. 

A abundância química das estrelas identificadas correspondia à das Nuvens de Magalhães, por exemplo, por serem distintamente deficientes nos elementos mais pesados (metais). Ao obter medições sólidas da distância e extensão da Corrente de Magalhães através destas estrelas, os pesquisadores reforçaram a sua história de origem como uma captura gravitacional da Via Láctea. Os pesquisadores também conseguiram calcular a distribuição geral de gás da Corrente de Magalhães com maior confiança em comparação com estimativas anteriores. A distribuição indica que ela é cerca de duas vezes mais massiva do que geralmente se considera. 

Este resultado, por sua vez, pressagia um futuro repleto de novas formações estelares na Via Láctea, porque a Corrente está interagindo ativamente na nossa Galáxia. Desta forma, a Corrente de Magalhães serve como principal fornecedor do gás frio e neutro necessário para produzir novas estrelas da Via Láctea.

Estudos adicionais da Corrente de Magalhães também deverão ajudar saber mais sobre a composição da nossa Galáxia. Modelar a evolução da relativamente massiva Grande Nuvem de Magalhães através da corrente estelar melhorará as medições da distribuição de massa da Via Láctea. Grande parte desta massa está na forma de matéria escura. Medir melhor a massa da nossa Galáxia no seu interior distante ajudará a contabilizar a matéria ordinária e escura, restringindo as possíveis propriedades desta última. 

O novo estudo relatando a descoberta foi publicado no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Uma nova possível explicação para a tensão de Hubble

O Universo está se expandindo. A velocidade a que se expande é descrita pela chamada constante de Hubble-Lemaitre.

© U. Bonn (distribuição da matéria no espaço)

A imagem mostra a distribuição da matéria no espaço (azul; os pontos amarelos representam galáxias individuais). A Via Láctea (verde) encontra-se numa zona com pouca matéria. As galáxias na bolha movem-se na direção das densidades de matéria mais elevadas (setas vermelhas).

Mas há uma controvérsia acerca do valor preciso da constante de Hubble-Lemaitre: diferentes métodos de medição fornecem valores contraditórios. A chamada "tensão de Hubble" constitui um quebra-cabeças para os cosmólogos. 

Os pesquisadores das Universidades de Bonn e de St. Andrews propõem agora uma nova solução: utilizando uma teoria alternativa da gravidade, a discrepância entre os valores medidos pode ser facilmente explicada, a tensão de Hubble desaparece.

A expansão do Universo faz com que as galáxias se afastem umas das outras. A velocidade a que o fazem é proporcional à distância que as separa. Por exemplo, se a galáxia A estiver duas vezes mais longe da Terra do que a galáxia B, a sua distância de nós também aumenta duas vezes mais depressa. O astrônomo americano Edwin Hubble foi um dos primeiros a reconhecer esta relação. Para calcular a velocidade a que duas galáxias se afastam uma da outra, é necessário saber a distância que as separa. 

No entanto, isto também requer uma constante pela qual esta distância deve ser multiplicada. Esta é a chamada constante de Hubble-Lemaitre, um parâmetro fundamental em cosmologia. O seu valor pode ser determinado, por exemplo, observando as regiões muito distantes do Universo. Isto dá uma velocidade de quase 244.000 quilômetros por hora por megaparsec de distância (um megaparsec corresponde a pouco mais de três milhões de anos-luz). 

Mas também podemos olhar para corpos celestes que estão muito mais perto de nós, as chamadas supernovas do Tipo Ia, que são uma determinada categoria de explosão estelar. É possível determinar com grande exatidão a distância de uma supernova do Tipo Ia à Terra. Também sabemos que os objetos brilhantes mudam de cor quando se afastam de nós, e quanto mais depressa se afastam, mais forte é a mudança. Isto é semelhante a uma ambulância, cuja sirene soa mais grave à medida que se afasta de nós. Se calcularmos a velocidade das supernovas do Tipo Ia a partir da sua mudança de cor e a correlacionarmos com a sua distância, chegamos a um valor diferente para a constante de Hubble-Lemaitre, ou seja, um pouco menos de 264.000 quilômetros por hora por megaparsec de distância.

O Universo parece, portanto, estar se expandindo mais rapidamente na nossa vizinhança, ou seja, até uma distância de cerca de três bilhões de anos-luz do que na sua totalidade. No entanto, foi recentemente feita uma observação que pode explicar este fato. De acordo com esta observação, a Terra está localizada numa região do espaço onde existe relativamente pouca matéria, comparável a uma bolha de ar num bolo. A densidade da matéria é maior à volta da bolha. As forças gravitacionais emanam desta matéria circundante, que puxa as galáxias na bolha para as orlas da cavidade. 

Outro grupo de pesquisa mediu recentemente a velocidade média de um grande número de galáxias que se encontram a 600 milhões de anos-luz de nós. Descobriu-se que estas galáxias se afastam de nós quatro vezes mais depressa do que o modelo padrão da cosmologia permite. Isto deve-se ao fato de o modelo padrão não prever estas "bolhas", elas não deveriam realmente existir. Em vez disso, a matéria deveria estar distribuída uniformemente no espaço. Se fosse este o caso, seria difícil explicar quais as forças que impulsionam as galáxias para a sua alta velocidade.

Os pesquisadores utilizaram uma teoria da gravidade modificada numa simulação em computador. Esta "dinâmica newtoniana modificada" denominada MOND (Modified Newtonian dynamics) foi proposta há quatro décadas pelo físico israelita prof. Dr. Mordehai Milgrom. Atualmente, ainda é considerada uma teoria "forasteira". Contudo, nos cálculos desta pesquisa, a teoria MOND prevê com exatidão a existência de tais bolhas. Se se assumisse que a gravidade se comporta de acordo com os pressupostos de Milgrom, a tensão de Hubble desapareceria: haveria apenas uma constante para a expansão do Universo e os desvios observados deveriam ser irregularidades na distribuição da matéria.

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

Fonte: Universität Bonn

Descoberto um exoplaneta demasiado grande para a sua estrela

Os pesquisadores da Universidade Estatal da Pensilvânia relatam a descoberta de um planeta demasiado massivo que sua estrela hospedeira.

© U. Pensilvânia (ilustração do exoplaneta LHS-3154 b)

O exoplaneta LHS-3154 b é 13 vezes mais massivo do que a Terra e está em órbita da estrela "ultrafria" LHS-3154, que por sua vez é nove vezes menos massiva do que o Sol. A razão de massa do planeta recém-descoberto com a sua estrela é mais de 100 vezes superior ao da Terra e do Sol. 

A descoberta revela o planeta mais massivo conhecido numa órbita próxima em torno de uma estrela anã ultrafria, as estrelas menos massivas e mais frias do Universo. A descoberta vai contra o que as teorias atuais preveem para a formação de planetas em torno de estrelas pequenas e marca a primeira vez que um planeta com uma massa tão elevada foi observado em órbita de uma estrela de massa tão baixa. 

O disco de formação planetária em torno da estrela de baixa massa LHS-3154 não deverá ter massa sólida suficiente para formar este planeta. Mas ele existe, por isso há necessidade de reexaminar a nossa compreensão de como os planetas e as estrelas se formam.

O planeta foi detectado usando o espectrógrafo HPF (Habitable Zone Planet Finder), que foi concebido para detectar planetas em órbita das estrelas mais frias localizados fora do Sistema Solar. Acoplado ao telescópio Hobby-Eberly do Observatório McDonald, EUA, o HPF fornece algumas das medições de maior precisão até à data de tais sinais infravermelhos de estrelas próximas.

O núcleo planetário pesado deste exoplaneta inferido pelas medições da equipe exigiria uma maior quantidade de material sólido no disco de formação planetária do que os modelos atuais preveem. A descoberta também levanta questões sobre os conhecimentos anteriores da formação de estrelas, uma vez que a massa de poeira e a relação poeira-gás do disco que rodeia estrelas como LHS-3154, quando eram jovens e recém-formadas, teriam de ser 10 vezes superiores ao que foi observado para formar um planeta tão massivo.

Um artigo foi escrito na revista Science.

Fonte: Leiden University

Descoberto um disco em torno de uma estrela em outra galáxia

Numa descoberta notável, os astrônomos encontraram um disco em torno de uma estrela jovem na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia vizinha da Via Láctea.

© ESO (disco e jato do sistema estelar jovem HH 1177)

A imagem á esquerda são observações efetuadas com o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), montado no VLT do ESO, e que mostram a nuvem progenitora, LHA 120-N 180B, na qual o sistema, denominado HH 1177, foi inicialmente observado. A imagem do centro mostra os jatos que o acompanham. A parte superior do jato desloca-se ligeiramente na nossa direção e por isso apresenta-se com um desvio para o azul; a parte inferior do jato está se afastando de nós e por isso é vista com um desvio para o vermelho. A imagem à direita, as observações executadas com o ALMA revelam o disco em rotação em torno da estrela, do mesmo modo com partes se aproximando e afastando de nós.

Trata-se da primeira vez que um disco deste tipo, idêntico aos que formam planetas na Via Láctea, é encontrado fora da nossa Galáxia. As novas observações revelam uma estrela jovem de grande massa crescendo e acumulando matéria do meio que a envolve, dando assim origem a um disco em rotação. A detecção do disco foi feita com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) no Chile, do qual o Observatório Europeu do Sul (ESO) é um parceiro. Os discos são vitais para a formação de estrelas e planetas na Via Láctea e, pela primeira vez, temos agora provas diretas da ocorrência do mesmo fenômeno em outra galáxia. 

Para ter a prova irrefutável de que este disco estava de fato presente, a equipe teve que medir o movimento do gás denso em torno da estrela. Quando a matéria é atraída por uma estrela em crescimento, não cai diretamente sobre ela; em vez disso, achata-se num disco que gira em torno da estrela. Mais perto do centro, o disco roda mais depressa, e esta diferença de velocidade é a pista que assinala a existência de um disco de acreção.

A frequência da radiação varia consoante a velocidade a que o gás que emite esta radiação se move em direção a nós ou na direção oposta, caracterizando o efeito Doppler. Trata-se exatamente do mesmo fenômeno que ocorre quando o tom da sirene de uma ambulância muda ao passar por nós e a frequência do som muda de mais alta para mais baixa. As medições de frequência detalhadas de que o ALMA é capaz permitiram distinguir a rotação caraterística de um disco, confirmando a primeira detecção de um disco em torno de uma estrela extragaláctica jovem. 

As estrelas de grande massa, como a que foi aqui observada, formam-se muito mais rapidamente e têm vidas muito mais curtas do que as estrelas de pequena massa, como é o caso do nosso Sol. Na nossa Galáxia, estas estrelas massivas são notoriamente difíceis de observar, estando frequentemente obscurecidas pelo material poeirento a partir do qual se formaram no momento em que um disco está se formando à sua volta. 

No entanto, na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia situada a 160.000 anos-luz de distância da Terra, o material a partir do qual estão se formando novas estrelas é fundamentalmente diferente do da Via Láctea. Graças à menor quantidade de poeira aí presente, a HH 1177 já não está envolvida no seu casulo natal, oferecendo uma visão desobstruída, ainda que distante, da formação de estrelas e planetas.

O disco foi descoberto numa região da Grande Nuvem de Magalhães denominada LHA 120-N 180B, veja a publicação intitulada: Bolhas de estrelas recém-nascidas. 

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Desvendando um raro sistema com seis planetas

O satélite CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite) da ESA forneceu os dados cruciais para compreender um misterioso sistema exoplanetário intrigante.

© T. Roger (padrão geométrico criado com seis exoplanetas)

A estrela HD 110067 encontra-se a cerca de 100 anos-luz de distância, na direção da constelação setentrional de Cabeleira de Berenice. Em 2020, o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA detectou quedas no brilho da estrela que indicavam que os planetas estavam passando em frente à sua superfície. Uma análise preliminar revelou dois possíveis planetas. Um com um período orbital de 5,642 dias, e o outro com um período que ainda não era possível determinar. 

Dois anos mais tarde, o TESS voltou a observar a mesma estrela. A análise dos conjuntos de dados combinados excluiu a interpretação original, mas apresentou dois possíveis planetas diferentes. Embora estas detecções fossem muito mais certas do que as originais, havia muita coisa nos dados do TESS que ainda não fazia sentido. 

Foi confirmada também a existência de um terceiro planeta no sistema e notou-se a possibilidade de desvendar todo o sistema, porque era agora claro que os três planetas estavam em ressonância orbital. O planeta mais exterior demora 20,519 dias para completar uma órbita, o que é extremamente perto de 1,5 vezes o período orbital do planeta seguinte, com 13,673 dias. Este, por sua vez, é quase exatamente 1,5 vezes o período orbital do planeta interior, com 9,114 dias. A previsão de outras ressonâncias orbitais e a sua correspondência com os restantes dados incompreendidos permitiu à descoberta dos outros três planetas do sistema. 

A descoberta de sistemas orbitais ressonantes é extremamente importante, porque fornece informações sobre a formação e a evolução subsequente do sistema planetário. Os planetas em torno de estrelas tendem a formar-se em ressonância, mas podem ser facilmente perturbados. Por exemplo, um planeta muito massivo, um encontro próximo com uma estrela passageira, ou um evento de impacto gigante podem perturbar o equilíbrio. Como resultado, muitos dos sistemas multiplanetários conhecidos não estão em ressonância, mas parecem suficientemente próximos para poderem ter sido ressonantes em tempos. No entanto, os sistemas multiplanetários que preservam a sua ressonância são raros. 

Apenas cerca de um por cento de todos os sistemas permanecem em ressonância. É por isso que HD 110067 é especial e convida a um estudo mais aprofundado. Evidencia a configuração prístina de um sistema planetário que sobreviveu intocado. Dos apenas três sistemas ressonantes com seis planetas conhecidos, este é agora o segundo encontrado pelo CHEOPS, e em apenas três anos de operações. 

HD 110067 é o sistema mais brilhante conhecido com quatro ou mais planetas. Uma vez que estes planetas são todos do tamanho de um sub-Netuno, com atmosferas que são provavelmente alargadas, são candidatos ideais para o telescópio espacial James Webb, e os futuros telescópios ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) e PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) da ESA, estudarem a composição das suas atmosferas.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Esclarecendo a visão de mundos aquáticos distantes

Os cientistas simularam as condições que permitem a formação de céus nublados em exoplanetas ricos em água, um passo crucial para determinar de que forma a nebulosidade dificulta as observações dos telescópios terrestres e espaciais.

 © U. Johns Hopkins (dois exoplanetas orbitando sua estrela hospedeira)

A pesquisa fornece novas ferramentas para estudar a química atmosférica dos exoplanetas e ajudará os cientistas a modelar a forma como os exoplanetas com água se formam e evoluem, descobertas que poderão ajudar na procura de vida para além do nosso Sistema Solar.

Segundo os pesquisadores, o fato de a atmosfera de um planeta conter neblinas ou outras partículas tem uma influência marcante nas temperaturas globais, nos níveis de entrada da luz estelar e em outros fatores que podem dificultar ou promover a atividade biológica. 

As experiências foram realizadas numa câmara para determinar a quantidade de neblina que se pode formar em planetas aquáticos fora do Sistema Solar. A neblina é constituída por partículas sólidas suspensas em gás e altera a forma como a luz interage com este gás. Diferentes níveis e tipos de neblina podem afetar a forma como as partículas se espalham através de uma atmosfera, alterando a detecção de planetas distantes com telescópios.

Os cientistas estudam os exoplanetas com telescópios que observam a forma como a luz atravessa a sua atmosfera, detectando a forma como os gases atmosféricos absorvem diferentes tonalidades ou comprimentos de onda desta luz. Observações distorcidas podem levar a erros de cálculo das quantidades de substâncias importantes no ar, como a água e o metano, e do tipo e níveis de partículas na atmosfera. Tais interpretações errôneas podem prejudicar as conclusões sobre as temperaturas globais, a espessura de uma atmosfera e outras condições planetárias. 

A equipe criou duas misturas de gás contendo vapor de água e outros compostos que se supõe serem comuns em exoplanetas. Então, um feixe de luz ultravioleta foi emitido sobre estas misturas para simular a forma como a luz de uma estrela iniciaria as reações químicas que produzem as partículas de neblina. Depois foi medida a quantidade de luz que as partículas absorviam e refletiam para compreender como interagiam com a luz na atmosfera.

Os novos dados coincidiram com as assinaturas químicas de um exoplaneta bem estudado chamado GJ 1214 b com mais exatidão do que a pesquisa anterior, demonstrando que neblinas com diferentes propriedades ópticas podem levar a interpretações erradas da atmosfera de um planeta. As atmosferas exoplanetárias podem ser muito diferentes das do nosso Sistema Solar, sendo que há mais de 5.000 exoplanetas confirmados com diferentes químicas atmosféricas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Johns Hopkins University

Medindo o tamanho do exoplaneta mais próximo em trânsito

O telescópio espacial Hubble mediu o tamanho do exoplaneta mais próximo da Terra que passa pela face de uma estrela vizinha.

© STScI (ilustração do exoplaneta LTT 1445Ac)

Este alinhamento, chamado trânsito, abre a porta a estudos posteriores para ver que tipo de atmosfera, se é que existe, o mundo rochoso poderá ter. O pequeno planeta, LTT 1445Ac, foi descoberto pela primeira vez pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA em 2022. Mas a geometria do plano orbital do planeta em relação à sua estrela, vista da Terra, era incerta porque o TESS não tem a resolução óptica necessária. Isto significa que a detecção pode ter sido o chamado trânsito rasante, em que um planeta apenas atravessa uma pequena porção do disco da estrela hospedeira. Isto daria origem a um limite inferior impreciso do diâmetro do planeta.

© STScI (dois cenários do exoplaneta em trânsito)

Este diagrama compara dois cenários de como um exoplaneta do tamanho da Terra passa em frente da sua estrela hospedeira. O percurso inferior mostra o planeta apenas roçando a estrela. Estudar a luz de um trânsito deste tipo pode levar a uma estimativa incorreta do tamanho do planeta, fazendo-o parecer menor do que realmente é. O percurso superior mostra a geometria ótima, em que o planeta transita por todo o disco da estrela. A precisão do telescópio espacial Hubble pode distinguir entre estes dois cenários, produzindo uma medição precisa do diâmetro do planeta.

As observações do Hubble mostram que o planeta faz um trânsito normal por todo o disco da estrela, o que lhe dá um tamanho real de apenas 1,07 vezes o diâmetro da Terra. Isto significa que o planeta é um mundo rochoso, como a Terra, com aproximadamente a mesma gravidade à superfície. Mas, com uma temperatura à superfície de cerca de 260º C, é demasiado quente para a vida tal como a conhecemos. 

O planeta orbita a estrela LTT 1445A, que faz parte de um sistema triplo de três estrelas anãs vermelhas, a 22 anos-luz de distância, na direção da constelação de Erídano. A estrela tem dois outros planetas maiores que LTT 1445Ac. Um par íntimo de duas outras estrelas anãs, LTT 1445B e C, encontra-se a cerca de 4,8 bilhões de quilômetros de distância da estrela LTT 1445A, também resolvido pelo Hubble. O alinhamento das três estrelas e a órbita do par BC, vista de lado, sugerem que tudo no sistema é coplanar, incluindo os planetas conhecidos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics