Medindo o vento quente da Galáxia do Charuto

Pela primeira vez, os astrônomos mediram diretamente a velocidade do gás superaquecido que se expande a partir de um "caldeirão" de atividade estelar no coração da Galáxia do Charuto (M82), que está passando por um extraordinário surto de formação estelar.

© Chandra / Hubble / Spitzer (galáxia M82)

O material move-se a mais de 3 milhões de quilômetros por hora e parece ser a principal força motriz de um vento mais frio, bem estudado e à escala da galáxia. Os pesquisadores fizeram os cálculos utilizando dados do instrumento Resolve a bordo da nave espacial XRISM (X-ray Imaging and Spectroscopy Mission).

O modelo clássico de galáxias com surtos de formação estelar, como M82, sugere que as ondas de choque provenientes da formação estelar e das supernovas perto do centro aquecem o gás, dando início a um vento poderoso. Antes do XRISM, não havia a capacidade de medir as velocidades necessárias para testar essa hipótese. Agora, nota-se o gás se move ainda mais depressa do que alguns modelos preveem, mais do que o suficiente para impulsionar o vento até à orla da galáxia.

A missão XRISM é liderada pela JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) em colaboração com a NASA, com contribuições da ESA. A NASA e a JAXA também desenvolveram em conjunto o instrumento Resolve.

A galáxia M82 está localizada a 12 milhões de anos-luz de distância, na direção da constelação setentrional da Ursa Maior. Os astrônomos classificam-na como uma galáxia "starburst", pois está formando estrelas a um ritmo muito superior ao habitual para o seu tamanho, cerca de 10 vezes mais depressa do que a Via Láctea. A galáxia M82 é bem conhecida pelo seu vento extenso e frio, que se estende por 40.000 anos-luz e impulsiona enormes quantidades de gás e poeira.

Os cientistas têm-na estudado através de várias missões, incluindo os telescópios espaciais Chandra, Webb, Hubble e o já aposentado Spitzer, tentando estabelecer uma ligação entre a atividade estelar e o fluxo em grande escala. Os pesquisadores pretendem, em particular, compreender o papel dos raios cósmicos. Estas partículas carregadas e velozes encontram-se por todo o cosmos e são aceleradas por alguns dos mesmos eventos que os cientistas acreditam produzirem ventos como os de M82. Existe a possibilidade de serem a principal fonte de pressão exterior sobre o gás. 

A alta resolução e sensibilidade do instrumento Resolve do XRISM permitiram medir com precisão a velocidade do vento quente, observando um sinal de raios X proveniente de ferro superaquecido no centro da galáxia. A intensidade dos raios X provenientes do ferro e de outros elementos revelou-lhes a temperatura, exatamente dentro das previsões, a 25 milhões de graus Celsius. O calor exerce pressão sobre o gás e empurra-o para fora. Esta fuga da alta pressão para baixa pressão forma o vento, a mesma razão pela qual os ventos sopram na atmosfera terrestre. A largura das linhas espectrais do ferro revelou a velocidade do vento quente. Isto funciona através do efeito Doppler, o mesmo fenômeno que faz com que um som, como o de uma sirene, aumente ou diminua de tom devido ao movimento da fonte em direção a nós ou para longe de nós. No caso de M82, o material quente perto do centro move-se rapidamente em ambas as direções, alongando a linha espectral do ferro. A extensão do alongamento revela a velocidade do ferro. 

Os pesquisadores descobriram que o vento é um pouco mais rápido do que o esperado. Combinado com a alta temperatura, é potente o suficiente para produzir o vento frio sem raios cósmicos, embora estes possam ainda estar contribuindo. Foi calculado que o centro de M82 expele gás suficiente todos os anos para formar sete estrelas com a massa do nosso Sol. Isto representa outro enigma. Se o vento soprar de forma constante à velocidade que foi medida, pensa-se que pode alimentar o vento maior e mais frio, expelindo quatro massas solares de gás por ano.

Mas o XRISM indica que há muito mais gás se movendo para fora. Para onde vão as três massas solares adicionais? Será que escapam da galáxia como gás quente por alguma outra via? As observações da galáxia M82 pelo satélite XRISM ajudarão a melhorar os modelos das galáxias "starburst", o que poderá ajudar os cientistas a responder a este tipo de perguntas no futuro. As contribuições da NASA para projetos internacionais como o XRISM fazem parte dos esforços da agência para inovar com missões científicas ambiciosas que nos ajudarão a compreender melhor como funciona o nosso cosmos.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: NASA

Resolvido mistério de meio século de uma estrela famosa

Uma companheira invisível que consome matéria da estrela Gamma Cassiopeiae, visível a olho nu, foi identificada como a responsável pelos curiosos raios X provenientes do sistema estelar. Isto encerra um mistério que intrigava os astrônomos há mais de cinquenta anos.

© ESA (ilustração da estrela massiva Gamma Cassiopeiae)

Observações inéditas de alta resolução realizadas pelo XRISM (X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission) revelaram que os raios X estão ligados ao movimento orbital de uma estrela anã branca companheira, permitindo aos astrônomos finalmente resolver o mistério.

A estrela Gamma Cassiopeiae (γ Cas, gamma-Cas) é visível para os europeus em todas as noites sem nuvens. Constitui o "ponto" central da inconfundível constelação de Cassiopeia, em forma de "W". Apesar da sua proeminência no céu noturno, tem estado envolta em mistério desde 1866, quando o astrônomo italiano Angelo Secchi reparou em algo estranho na sua assinatura de luz. A sua "impressão digital" de hidrogênio era brilhante, enquanto em estrelas como o nosso próprio Sol isto normalmente se manifesta como uma linha escura.

Esta característica peculiar deu origem a uma nova classe de estrelas, denominadas estrelas "Be", combinando o "B" associado às estrelas massivas azuis-esbranquiçadas e quentes com o "e" proveniente da peculiar emissão de hidrogênio. Foram necessárias várias décadas até que os astrônomos compreendessem que estas emissões provinham de um disco giratório de matéria ejetada pela estrela em rápida rotação. Tais discos podem formar-se e dispersar-se ao longo do tempo, resultando em variações no brilho da estrela.

À medida que as observações com telescópios se tornaram mais refinadas, foi possível monitorar o movimento de gama-Cas, revelando que esta deve ter uma estrela companheira de baixa massa. Uma vez que a companheira não é observável diretamente com telescópios, pensa-se que poderá ser uma anã branca, um objeto compacto com a massa do Sol, mas do tamanho da Terra.

Então, em meados da década de 1970, surgiu um novo mistério: descobriu-se que gamma-Cas brilhava em raios X altamente energéticos e incomuns. Estudos posteriores revelaram que a origem deste brilho de raios X provinha principalmente de plasma extremamente quente a 150 milhões de graus, brilhando com uma luminosidade cerca de 40 vezes superior ao normalmente esperado para estrelas tão massivas.

Com o advento dos telescópios espaciais de raios X, incluindo o XMM-Newton da ESA, o Chandra da NASA e o eROSITA, liderado pela Alemanha, os astrônomos descobriram cerca de duas dúzias de estrelas do tipo gamma-Cas com emissões de raios X semelhantes, o que as torna um grupo especial entre as estrelas Be em geral.

Ao longo dos anos, a explicação para os raios X de alta energia resumiu-se a duas teorias concorrentes. Será que os campos magnéticos locais da estrela estariam interagindo com os do disco circundante, produzindo o material quente? Ou será que os raios X são gerados pelo material do disco da estrela Be que cai sobre a companheira anã branca?

Finalmente, existe um instrumento com precisão suficiente para resolver o mistério: o espetrômetro de alta resolução, Resolve, do XRISM. Numa campanha de observação dedicada, o XRISM revelou que os sinais do plasma quente seguem o movimento orbital da estrela companheira, de outra forma invisível. Por outras palavras, a anã branca companheira consome material de gamma-Cas, emitindo raios X ao fazê-lo.

Compreender que os objetos gamma-Cas são estrelas do tipo Be emparelhadas com uma anã branca que está acretando matéria resolve o mistério dos raios X. Mas também suscita outra curiosidade sobre como a população mais ampla deste tipo de sistemas binários se forma e evolui. Há muito que se esperava que tais pares fossem comuns, principalmente entre estrelas de baixa massa. No entanto, novas investigações mostram que são mais raros do que o previsto e, em vez disso, tendem a ocorrer em estrelas Be de alta massa.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESA

Voltando a observar a Nebulosa do Caranguejo

Há quase um milênio, os astrônomos testemunharam uma nova estrela brilhante resplandecendo no céu. uma supernova tão luminosa que foi visível à luz do dia durante semanas.

© STScI (Nebulosa do Caranguejo)

Hoje, o seu remanescente em expansão, a Nebulosa do Caranguejo, continua evoluindo. Associada pela primeira vez a registos históricos por Edwin Hubble, a nebulosa tem sido, desde então, estudada em pormenor pelo telescópio espacial Hubble, que revisitou agora esta antiga explosão para acompanhar a sua expansão e transformação contínuas.

Um quarto de século após as suas primeiras observações da Nebulosa do Caranguejo, o telescópio espacial Hubble lançou um novo olhar sobre o remanescente de supernova. A Nebulosa do Caranguejo é o resultado da SN 1054, localizada a 6.500 anos-luz da Terra, na constelação de Touro. O resultado é uma visão detalhada e sem paralelo do rescaldo de uma supernova e de como esta evoluiu durante a longa vida do telescópio espacial Hubble.

O remanescente de supernova foi descoberto em meados do século XVIII e, na década de 1950, Edwin Hubble foi um dos vários astrônomos que notaram a estreita correlação entre os registos astronômicos chineses de uma supernova e a posição da Nebulosa do Caranguejo. A descoberta de que o coração da Nebulosa do Caranguejo continha um pulsar, uma estrela de nêutrons em rotação rápida, que impulsionava a expansão da nebulosa, acabou por alinhar as observações modernas com os registos antigos.

Na sua nova imagem da nebulosa, o Hubble captou detalhes extraordinários da sua estrutura filamentar, bem como o considerável movimento de expansão desses filamentos ao longo de 25 anos, a uma velocidade de 5,5 milhões de quilômetros por hora. O Hubble é o único telescópio que combina longevidade e resolução, capaz de captar estas alterações detalhadas. Para uma melhor comparação com a nova imagem, a imagem da Nebulosa do Caranguejo captada pelo Hubble em 1999 foi reprocessada. A variação de cores em ambas as imagens Hubble mostra uma combinação de alterações na temperatura local e na densidade do gás, bem como na sua composição química.

A equipe científica observou que os filamentos na periferia da nebulosa parecem ter-se deslocado mais do que os do centro e que, em vez de se esticarem ao longo do tempo, parecem ter-se simplesmente deslocado para fora. Isto deve-se à natureza do Caranguejo como uma nebulosa de vento de pulsar alimentada por radiação de síncrotron, criada pela interação entre o campo magnético do pulsar e o material da nebulosa. Em outros remanescentes de supernova bem conhecidos, a expansão é, pelo contrário, impulsionada por ondas de choque da explosão inicial, erodindo as camadas de gás circundantes que a estrela moribunda tinha anteriormente expelido.

As novas observações do Hubble, com maior resolução, estão também fornecendo novas informações sobre a estrutura tridimensional da Nebulosa do Caranguejo, algo que pode ser difícil de determinar a partir de uma imagem bidimensional. É possível observar as sombras de alguns dos filamentos projetadas sobre a névoa de radiação de síncrotron no interior da nebulosa. Contrariamente ao que seria de esperar, alguns dos filamentos mais brilhantes nas imagens mais recentes do Hubble não apresentam sombras, indicando que devem estar localizados no lado oposto da nebulosa.

De acordo com os pesquisadores, o verdadeiro valor das observações da Nebulosa do Caranguejo, pelo Hubble, ainda está por vir. Os dados do Hubble podem ser combinados com dados recentes de outros telescópios que estão observando a Nebulosa do Caranguejo em diferentes comprimentos de onda da luz. O telescópio espacial James Webb divulgou as suas observações infravermelhas da Nebulosa do Caranguejo em 2024. A comparação da imagem do Hubble com outras observações contemporâneas em vários comprimentos de onda ajudará os cientistas a compor um quadro mais completo do contínuo rescaldo da supernova, séculos depois de os astrônomos se terem questionado pela primeira vez acerca de uma nova estrelinha cintilando no céu.

Um artigo científico que detalha a nova observação do Hubble foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Os melhores locais para procurar vida extraterrestre

Os astrônomos determinaram os melhores locais para procurar vida extraterrestre no Universo.

© G. Lowry / P. C. Budassi (diagrama dos limites da zona habitável)

O diagrama ilustra os limites da zona habitável em diferentes tipos de estrelas com exoplanetas rochosos. Os limites da zona habitável variam consoante a cor da estrela, uma vez que diferentes comprimentos de onda da luz aquecem a atmosfera de um planeta de forma diferente.

Entre os mais de 6.000 exoplanetas descobertos até agora, identificaram pouco menos de 50 mundos rochosos com maior probabilidade de serem habitáveis. Os pesquisadores utilizaram utilizaram novos dados da missão Gaia da ESA e do Exoplanet Archive da NASA para identificar planetas na chamada zona habitável. Esta é uma área que não fica demasiado perto de uma estrela hospedeira, onde seria demasiado quente, nem demasiado longe, onde seria demasiado frio. Significa também que, tal como a Terra, é muito mais provável que um planeta tenha água à sua superfície, o que é um ingrediente essencial para a vida. A pesquisa científica também selecionou os mundos que recebem da sua estrela uma quantidade de energia mais semelhante à que a Terra recebe do Sol.

Os pesquisadores identificaram 45 mundos rochosos que podem suportar vida na zona habitável, e outros 24 numa zona habitável 3D mais restrita, que parte de um pressuposto mais conservador sobre a quantidade de calor que um planeta pode suportar antes de perder a sua habitabilidade. Entre eles encontram-se alguns exoplanetas famosos, incluindo Proxima Centauri b, TRAPPIST-1 f e Kepler-186 f, bem como outros menos conhecidos, como TOI-715 b. Os planetas mais interessantes da lista, segundo os autores, são TRAPPIST-1 d, e, f e g, que se encontram a 40 anos-luz da Terra, bem como LHS 1140 b, que está a 48 anos-luz de distância.

A possibilidade de estes planetas terem água na forma líquida depende, em parte, da sua capacidade de reter uma atmosfera. Os mundos que recebem luz das suas estrelas de forma mais semelhante à que a Terra moderna recebe do Sol são os planetas em trânsito TRAPPIST-1 e, TOI-715 b, Kepler-1652 b, Kepler-442 b, Kepler-1544 b e os planetas Proxima Centauri b, GJ 1061 d, GJ 1002 b e Wolf 1069 b, que fazem as suas estrelas oscilarem.

Os pesquisadores também esperam que os planetas que identificaram perto dos limites da zona habitável ajudem a esclarecer exatamente onde termina a habitabilidade e se as teorias dos cientistas sobre esses limites estão corretas. Embora a ideia da zona habitável tenha vindo a ser desenvolvida desde a década de 1970, novas observações serão fundamentais para determinar se certas suposições precisam de ser adaptadas.

Além disso, os exoplanetas com órbitas elípticas incomuns em torno da sua estrela podem revelar a importância da variação da quantidade de calor que atinge um mundo e ajudar a responder à questão de saber se um planeta precisa de permanecer na zona habitável ou se pode entrar e sair dela e continuar a ser habitável. Os planetas em trânsito que podem testar o limite da habitabilidade na orla interna são K2-239 d, TOI-700 e e o K2-3 d – bem como os planetas Wolf 1061 c e GJ 1061 c, que fazem as suas estrelas oscilarem. TRAPPIST-1 g, Kepler-441 b e GJ 102 podem sondar a orla exterior da habitabilidade, onde se torna extremamente frio.

Qual é o grau de excentricidade orbital que um planeta pode ter e ainda assim manter a água na sua superfície e as condições de habitabilidade? Foram identificados planetas nos limites interno e externo da zona habitável, bem como aqueles com as excentricidades mais elevadas, para testar a compreensão do que é necessário para um planeta ser e permanecer habitável. 

Observar estes pequenos exoplanetas é a única forma de confirmar se possuem atmosferas e se é necessário rever as ideias sobre o que define a zona habitável. Foram analisados dez planetas que recebem radiação muito semelhante à da Terra, e identificados dois que estão suficientemente próximos para serem estudados com os telescópios atuais ou futuros: TRAPPIST-1 e e TOI-715 b. O sistema planetário TRAPPIST-1 é um dos principais focos de observação do telescópio espacial James Webb. Tanto TRAPPIST-1 como TOI-715 são pequenas estrelas vermelhas, o que facilita a observação dos pequenos planetas do tamanho da Terra que orbitam em seu redor.

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

Fonte: Carl Sagan Institute

Como duas anãs marrons tênues se juntaram para brilhar intensamente

As anãs marrons têm má reputação no mundo estelar, sendo frequentemente rotuladas como "estrelas falhadas" devido à sua incapacidade de sustentar a fusão nuclear nos seus núcleos.

© Caltech (ilustração do par de anãs marrons ZTF J1239+8347)

A massa destes objetos situa-se entre a dos planetas e a das estrelas, variando entre 13 e 80 vezes a massa de Júpiter. Como não são suficientemente massivas para sustentar a fusão, são muito mais tênues e frias do que as suas congêneres estelares.

Agora, uma nova descoberta liderada por pesquisadores do California Institute of Technology (Caltech) mostra como estes corpos pouco luminosos podem unir-se para brilhar intensamente. Ao analisar observações de arquivo captadas pelo ZTF (Zwicky Transient Facility) no Observatório Palomar, foi identificado um par íntimo de anãs marrons, no qual uma está ativamente extraindo material da outra. Em última análise, espera-se que as anãs marrons se fundam para formar uma nova estrela; alternativamente, a anã marrom que ganha a massa extra irá inflamar-se para se tornar uma estrela. Seja como for, um par de estrelas falhadas terá criado uma estrela brilhante.

A descoberta é inédita: até agora, este tipo de transferência de massa entre objetos binários só tinha sido observado em objetos muito mais pesados, como as anãs brancas, que são os cadáveres de estrelas como o nosso Sol.

O par de anãs marrons, denominado ZTF J1239+8347 (ZTF J1239, para abreviar), foi detectado depois de os cientistas terem analisado uma base de dados conhecida como ZTF Variability Archive (ZVAR), que é uma coleção de dados de todo o céu recolhidos repetidamente pelo ZTF desde 2017. A base de dados, que contém 2 bilhões de objetos, revela como esses objetos mudam ao longo do tempo. No caso de ZTF J1239, verificou-se que o objeto mudava significativamente de brilho a cada 57 minutos. Uma análise mais aprofundada da fonte revelou que se trata de um par de anãs marrons pouco luminosas que intimamente se orbitam uma à outra; na verdade, todo o sistema caberia na distância entre a Terra e a Lua.

Os objetos, que têm aproximadamente 60 a 80 vezes a massa de Júpiter, encontram-se a cerca de 1.000 anos-luz de distância, na direção da constelação da Ursa Maior. Os cientistas não têm a certeza de como os dois corpos celestes pouco luminosos se juntaram inicialmente; é possível que uma terceira estrela as tenha aproximado gravitacionalmente a partir de sistemas distintos. Uma vez juntas, as estrelas teriam entrado numa espiral, aproximando-se cada vez mais, até que uma das anãs marrons aumentou de tamanho devido à influência gravitacional da outra, tornando-se menos densa.

Quando a gravidade de uma estrela é superada pela da outra, a matéria começa a fluir da estrela menos densa para a mais densa. É como se a matéria escorresse através de um bocal. Este bocal direciona o material de uma anã marrom para um ponto fixo na outra, que então aquece e brilha com luz azul e ultravioleta. A rotação deste ponto quente, à medida que as duas anãs marrons giram uma à volta da outra, levou à curva de luz periódica observada pelo ZTF. Embora se saiba que outros tipos de estrelas transferem massa entre si, esta é a primeira vez que tal acontece no mundo das anãs marrons.

Como o par recém-descoberto é pouco brilhante e está próximo da Terra, os cientistas estimam que existam muitos outros semelhantes por aí à espera de serem descobertos. Espera-se que o Observatório Vera Rubin, localizado no Chile, detecte dúzias de outros objetos destes. Outros telescópios que contribuíram para o estudo incluem a missão Gaia da ESA, o Observatório W. M. Keck no Havaí, o telescópio Hale de 200 polegadas de Palomar, o WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, o telescópio Neil Gehrels Swift da NASA e o GTC (Gran Telescopio Canarias) nas Ilhas Canárias, Espanha. Futuras observações estão estão sendo planejadas de ZTF J1239 com o telescópio espacial James Webb da NASA.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: California Institute of Technology

Um sistema solar em construção?

Os astrônomos observaram a formação de dois planetas no disco em torno da estrela jovem WISPIT 2.

© ESO (sistema WISPIT 2)

Tendo já sido detectado anteriormente um planeta em torno desta estrela, a equipe recorreu agora aos telescópios do Observatório Europeu do Sul (ESO) para confirmar a presença de um outro. Estas observações, juntamente com a estrutura única do disco em torno desta estrela, indicam que o sistema WISPIT 2 poderá assemelhar-se ao nosso Sistema Solar quando este era jovem.

Este sistema é apenas o segundo conhecido, depois de PDS 70, em que dois planetas foram observados diretamente se formando em torno da sua estrela progenitora. Ao contrário de PDS 70, porém, o WISPIT 2 possui um disco de formação planetária bastante grande, com espaços vazios e anéis muito distintos. Estas estruturas sugerem que está ocorrendo atualmente a formação de mais planetas neste disco, os quais certamente serão detectados.

Com estas observações, os astrônomos procuram compreender melhor como é que os sistemas planetários bebês evoluem para se tornarem sistemas como o nosso Sistema Solar. O primeiro planeta recém formado descoberto neste sistema, denominado WISPIT 2b, foi detectado o ano passado. Este objeto possui uma massa quase cinco vezes superior à de Júpiter e orbita a estrela central a uma distância equivalente a aproximadamente 60 vezes a distância entre a Terra e o Sol.

Agora, e depois de ter sido identificado mais um objeto perto da estrela, medições realizadas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO e o Interferômetro do VLT (VLTI) confirmaram que este objeto era outro planeta, o WISPIT 2c. O novo planeta encontra-se quatro vezes mais próximo da estrela central e tem o dobro da massa de WISPIT 2b. Ambos são gigantes gasosos, tal como os planetas exteriores do nosso Sistema Solar.

Para confirmar a existência de WISPIT 2c, a equipe utilizou o instrumento SPHERE do VLT do ESO, que captou uma imagem do objeto, e depois utilizou o instrumento GRAVITY+ do VLTI para confirmar que o objeto era um planeta.

Ambos os planetas de WISPIT 2 surgem em espaços abertos bem definidas no disco de gás e poeira que orbita esta estrela jovem. Estes espaços no disco resultam do desenvolvimento de cada planeta: as partículas no disco coalescem e a sua gravidade atrai mais material até se formar um planeta embrionário, o chamado protoplaneta. O material que sobra, em volta de cada espaço, dá origem a anéis de poeira bem característicos destes discos. Para além dos dois espaços vazios onde os dois planetas foram encontrados, existe pelo menos mais um, menor e mais afastado, no disco de WISPIT 2. Suspeita-se que exista um terceiro planeta em formação neste espaço, possivelmente com a massa de Saturno, dado que o espaço é mais estreito e menos profundo.

Com o futuro Extremely Large Telescope do ESO, será possível provavelmente obter imagens diretas de tal planeta.

O estudo publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Revelada uma nova classe de planetas fundidos

O exoplaneta conhecido como L 98-59 d orbita uma pequena estrela vermelha a cerca de 35 anos-luz da Terra.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta L 98-59 d)

Observações recentes do telescópio espacial James Webb e de observatórios terrestres sugeriram algo incomum: o exoplaneta tem uma densidade particularmente baixa, dado o seu tamanho (que é cerca de 1,6 vezes o da Terra) e contém quantidades significativas de sulfureto de hidrogênio na sua atmosfera.

Até agora, os astrônomos teriam classificado um planeta como este numa de duas categorias conhecidas: ou um "anão gasoso" e rochoso com uma atmosfera de hidrogênio, ou um mundo rico em água composto por oceanos profundos e por gelo. Mas estas novas descobertas revelam que L 98-59 d não se enquadra em nenhuma dessas descrições, ao invés, parece pertencer a uma classe totalmente diferente de planetas, contendo moléculas pesadas de enxofre.

Utilizando simulações computacionais avançadas, pesquisadores reconstruiram a história do exoplaneta desde pouco depois do seu nascimento até aos dias de hoje, um período de quase cinco bilhões de anos. Ao ligar diretamente as observações telescópicas a estes modelos físicos detalhados do interior e da atmosfera planetária, conseguiram determinar o que deve estar ocorrendo nas profundezas do planeta.

Os seus resultados revelam que o manto de L 98-59 d é provavelmente constituído por silicato fundido (semelhante à lava na Terra), com um oceano global de magma que se estende por milhares de quilômetros abaixo da superfície. Este vasto reservatório fundido permite que o planeta armazene quantidades extremamente grandes de enxofre nas profundezas do seu interior, ao longo de escalas geológicas de tempo. O oceano de magma também ajuda L 98-59 d a reter uma atmosfera espessa rica em hidrogênio, contendo gases que contêm enxofre, como o sulfureto de hidrogênio (H2S), responsável pelo cheiro característico de ovos podres.

Normalmente, este seria perdido para o espaço ao longo do tempo, devido aos raios X produzidos pela estrela hospedeira. Ao longo de milhares de milhões de anos, as interações químicas entre o seu interior fundido e a atmosfera moldaram o que os telescópios observam hoje em L 98-59 d. Os pesquisadores sugerem que L 98-59 d pode ser o primeiro membro reconhecido de uma população mais ampla de planetas sulfurosos ricos em gás que sustentam oceanos de magma e de longa duração. Se assim for, a diversidade de mundos na nossa Galáxia pode ser ainda maior do que se imaginava anteriormente.

As observações do telescópio espacial James Webb realizadas em 2024 indicaram a presença de dióxido de enxofre, entre outros gases sulfurosos, nas camadas superiores da atmosfera de L 98-59 d. Os novos modelos da equipe mostram que estes gases podem ser criados quando a luz ultravioleta da estrela hospedeira, a anã vermelha L 98-59, desencadeia reações químicas. Ao mesmo tempo, o oceano de magma abaixo atua como um enorme reservatório para armazenar estes gases voláteis, acumulando-os e libertando-os ao longo de bilhões de anos após a formação do planeta. Esta combinação de armazenamento profundo de voláteis no seu interior e da química atmosférica impulsionada pelos raios ultravioleta explica as propriedades notáveis do planeta.

De acordo com as simulações, L 98-59 d provavelmente formou-se com uma quantidade muito grande de material volátil e pode ter-se assemelhado, em tempos, a um planeta sub-Netuno de maiores dimensões. Ao longo de bilhões de anos, foi encolhendo gradualmente à medida que arrefecia e perdia parte da sua atmosfera. É importante referir que os oceanos de magma representam os estados iniciais universais de todos os planetas rochosos (incluindo a Terra e Marte), pelo que novos conhecimentos acerca da física dos oceanos de magma podem fornecer informações sobre o nosso próprio mundo e sobre a sua história primordial.

O telescópio espacial James Webb está coletando uma grande quantidade de novos dados, com mais a caminho pelas futuras missões Ariel e PLATO. Os pesquisadores pretendem aplicar as suas simulações a estas novas medições, utilizando métodos de aprendizagem de máquina, para mapear a diversidade de mundos localizados além do Sistema Solar e estabelecer ligações com as suas histórias iniciais. Ao fazê-lo, será possível aprender como os planetas se formam, como evoluem e, assim, definir expectativas sobre quais podem ser habitáveis.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Oxford

Sinfonia de hidrogênio em Monoceros

Esta imagem de campo amplo capta a intrincada interação entre o nascimento e a morte estelar na constelação de Monoceros  (Unicórnio).

© Piotr Czerski (Caldwell 49 & NGC 2264)

No canto superior direito, brilha a Nebulosa da Roseta, um berçário estelar energizado por estrelas jovens e massivas. A Nebulosa Roseta, também conhecida como Caldwell 49, é uma grande nebulosa circular da região HII, localizada perto de uma extremidade de uma nuvem molecular gigante na região da constelação de Monoceros, também esta próximo ao braço da constelação de Perseus, na Via Láctea. O aglomerado aberto NGC 2244 (Caldwell 50) está intimamente associado à nebulosidade, as estrelas do aglomerado tendo sido formadas a partir da matéria da nebulosa.

À esquerda do centro, a Nebulosa do Cone e o Aglomerado da Árvore de Natal marcam outro complexo ativo de formação estelar imerso em gás e poeira turbulentos. A Nebulosa do Cone é uma região HII na constelação de Monoceros. Foi descoberta por William Herschel em 26 de dezembro de 1785, ocasião em que a designou como H V.27. A nebulosa está localizada a cerca de 2.600 anos-luz da Terra. O Aglomerado da Árvore de Natal é um berçário estelar situado a cerca de 2.500 anos-luz da Terra na constelação de Monoceros. Esta região de formação estelar contém estrelas jovens e gás que, em imagens captadas, formam um "pinheiro cósmico" com luzes brilhantes, composto por estrelas azuis e brancas.

A Nebulosa do Cone faz parte da nebulosidade que envolve o Aglomerado da Árvore de Natal . A designação NGC 2264 no Novo Catálogo Geral refere-se a ambos os objetos e não apenas à nebulosa. Juntas, essas estruturas se estendem por centenas de anos-luz, ilustrando o ciclo cósmico: estrelas massivas se formam dentro de nuvens moleculares, vivem brevemente e terminam violentamente, enriquecendo e remodelando o próprio material do qual novas estrelas emergirão.

Fonte: Amateur Astronomy Photo of the Day

O nascimento de um magnetar numa supernova superluminosa

Astrônomos observaram pela primeira vez o nascimento de um magnetar, uma estrela de nêutrons altamente magnetizada, e confirmaram que é a fonte de energia por trás de algumas das estrelas explosivas mais brilhantes do cosmos.

© LCO (magnetar rodeado por um disco de acreção que está oscilando)

A descoberta corrobora uma teoria proposta há 16 anos pelo físico Dan Kasen, que estabelece um novo fenômeno nas estrelas em explosão. 

As supernovas superluminosas, que podem ser 10 ou mais vezes mais brilhantes do que as supernovas comuns, intrigam os astrônomos desde a sua descoberta no início da década de 2000. Pensava-se que resultavam da explosão de estrelas muito massivas, talvez com 25 vezes a massa do nosso Sol, mas elas permanecem brilhantes por muito mais tempo do que seria de esperar quando o núcleo de ferro de uma estrela colapsa e as suas camadas externas são subsequentemente expelidas.

Em 2010, Dan Kasen, agora astrofísico teórico e professor de física na Universidade da Califórnia em Berkeley, foi o primeiro a propor que um magnetar estava alimentando o brilho duradouro. De acordo com a teoria, quando uma estrela massiva entra em colapso no final da sua vida, esmaga grande parte da sua massa numa estrela de nêutrons muito compacta, um destino que fica um pouco aquém do colapso num buraco negro. Se a estrela tivesse originalmente um campo magnético muito forte, este teria sido ampliado durante a formação do magnetar, produzindo um campo 100 a 1.000 vezes mais forte do que o das normais estrelas de nêutrons com elevada rotação, os chamados pulsares. Os pulsares e os seus irmãos e altamente magnetizados, os magnetares, têm apenas cerca de 16 km de diâmetro.

À medida que o magnetar gira, o campo magnético pode acelerar partículas carregadas que colidem com os detritos da supernova em expansão, aumentando o seu brilho. Pensa-se também que os magnetares sejam a fonte das FRBs (Fast Radio Bursts).

Os pesquisadores confirmaram a ligação entre os magnetares e as supernovas superluminosas do Tipo I (SLSNe-I) após analisar dados de uma supernova de 2024 chamada SN 2024afav. Após a descoberta de SN 2024afav em dezembro de 2024, o Las Cumbres Observatory (LCO), uma rede de 27 telescópios espalhados por todo o mundo, rastreou-a e mediu o seu brilho por mais de 200 dias. A estrela em explosão estava localizada a cerca de um bilhão de anos-luz da Terra.

Os astrônomos perceberam que, após atingir o pico do brilho cerca de 50 dias após a explosão, não desapareceu gradualmente como as supernovas típicas. Em vez disso, o seu brilho oscilou lentamente para baixo, com o período das oscilações encurtando gradualmente, produzindo uma série de quatro picos. Sabia-se que as supernovas superluminosas anteriores apresentavam alguns picos na sua curva de luz em decaimento, o que alguns interpretaram como o choque da supernova colidindo com camadas de gás acumuladas em torno da estrela, iluminando-a brevemente. Mas ninguém tinha observado quatro picos.

Como é improvável que o material ao redor do magnetar seja simétrico, o disco de acreção também não seria simétrico em torno da estrela de nêutrons, levando a um desalinhamento do eixo de rotação do magnetar e do eixo de rotação do disco de acreção. Considerando que a relatividade geral afirma que uma massa em rotação arrasta o espaço-tempo consigo, o magnetar em rotação produziria um efeito conhecido como precessão de Lense-Thirring, ou seja, faria com que o disco desalinhado oscilasse. Um disco oscilante poderia bloquear e refletir periodicamente a luz do magnetar, transformando todo o sistema num farol cósmico intermitente. O tempo para que isso se repita diminui com o raio do disco, de modo que, à medida que o disco se desloca em direção ao magnetar, ele oscila mais rapidamente, fazendo com que a luz oscile mais rapidamente à medida que se desvanece.

Os astrônomos também usaram dados observacionais para estimar o período de rotação da estrela de nêutrons de 4,2 milissegundos e o campo magnético de cerca de 300 trilhões de vezes o da Terra. Ambos são características marcantes de um magnetar.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: University of California

Evidências raras da colisão entre dois planetas

Astrônomos analisando dados telescópicos obtidos em 2020 quando descobriram uma estrela, de outra forma nada de especial, com um comportamento muito estranho.

© Andy Tzanidakis (colisão planetária em torno da estrela Gaia20ehk)

A estrela, denominada Gaia20ehk, encontra-se a cerca de 11.000 anos-luz da Terra, perto da constelação da Popa. É uma estrela estável da "sequência principal", muito semelhante ao nosso Sol, o que significa que deveria emitir uma luz constante e previsível. No entanto, esta estrela começou a piscar descontroladamente. A emissão de luz estelar era regular e constante, mas a partir de 2016 apresentou três quedas de brilho. 

A causa do cintilar não tinha nada a ver com a própria estrela: enormes quantidades de rocha e poeira, passavam à frente da estrela distante enquanto o material orbitava o sistema, ofuscando de forma irregular a luz que chegava à Terra. A provável origem de todos esses detritos era ainda mais notável: uma colisão catastrófica entre dois planetas.

Os planetas formam-se quando a gravidade agrupa a matéria, por exemplo: poeira, gás, gelo ou detritos rochosos, que orbita uma nova estrela. Os sistemas solares em fase inicial são caóticos, os planetas colidem e explodem frequentemente ou são lançados para o espaço exterior. Através deste processo, e ao longo de talvez 100 milhões de anos, sistemas solares como o nosso reduzem o número de planetas e estabelecem-se num equilíbrio. Por mais comuns que estas colisões provavelmente sejam, observar uma num sistema solar distante requer paciência e sorte.

O comportamento de Gaia20ehk representou um novo mistério. A flutuação particular da estrela, breves quedas no brilho seguidas de caos, nunca tinha sido observada antes. Então, a equipe usou dados de um telescópio diferente para procurar luz infravermelha em vez de luz visível.

À medida que a luz visível começava a cintilar e a enfraquecer, a luz infravermelha atingia picos. O que poderia significar que o material bloqueando a estrela era quente, tão quente que brilha no infravermelho. Uma colisão cataclísmica entre planetas produziria certamente calor suficiente para explicar a energia infravermelha. Além disso, o tipo certo de colisão poderia também explicar aquelas quedas iniciais de luminosidade. Isso pode ter sido causado quando dois planetas se aproximarem cada vez mais um do outro numa trajetória espiral. No início, ocorreram uma série de impactos tangenciais, que não produziriam muita energia infravermelha. Depois, tiveram a sua grande colisão catastrófica, e a radiação infravermelha aumentou consideravelmente. Existem também indícios de que a colisão se assemelha àquela que criou a Terra e a Lua há cerca de quatro bilhões e meio de anos. 

A nuvem de poeira está orbitando Gaia20ehk a cerca de uma unidade astronômica, a mesma distância que separa o Sol da Terra. A essa distância, o material pode eventualmente arrefecer o suficiente para se solidificar em algo semelhante ao nosso sistema Terra-Lua.

O potente Simonyi Survey Telescope, do Observatório Vera C. Rubin, será ideal para a tarefa quando iniciar o seu LSST (Legacy Survey of Space and Time) ainda este ano; alguns cálculos rápidos sugerem que o Rubin poderá encontrar 100 novos impactos nos próximos 10 anos. Isso poderá, em última análise, ajudar a restringir a busca por mundos habitáveis fora do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no pesriódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Washington

Estranha explosão cósmica

De acordo com uma equipe internacional de astrônomos liderada por cientistas da Universidade do Estado da Pensilvânia, EUA, um flash de energia recentemente detectado parece ter sido emanado dos destroços de galáxias em colisão.

© NASA (ilustração da colisão de dois grupos de galáxias)

A explosão, conhecida como GRB 230906A, foi provavelmente causada pela colisão de duas estrelas de nêutrons há centenas de milhões de anos e agora está evidenciando como o Universo cria alguns dos seus elementos mais pesados.

O sinal, detectado pela primeira vez pelo satélite Fermi da NASA em setembro de 2023, pertencia a uma classe peculiar de explosões curtas de raios gama, explosões tão poderosas que ofuscam brevemente galáxias inteiras. Estas explosões ocorrem quando duas estrelas de nêutrons, remanescentes mortos de estrelas massivas, espiralam uma em direção à outra e colidem, liberando uma grande quantidade de energia e forjando elementos pesados como ouro e platina.

Usando o observatório de raios X Chandra e o telescópio espacial Hubble, os pesquisadores localizaram a explosão numa galáxia fraca que parece fazer parte de um grupo maior a cerca de 8,5 bilhões de anos-luz de distância. Este grupo está passando por uma fusão cósmica, galáxias colidindo e interagindo, estimulando a formação estelar. A explosão ocorreu no campo de detritos desta colisão galáctica, um longo e fino fluxo de estrelas e gás que se estende pelo espaço.

Quando as galáxias interagem, a gravidade faz com que se atraiam mutuamente com tanta força que material como estrelas, poeira e gás são esticados para o espaço, formando uma estrutura semelhante a uma cauda, denominada "cauda de maré". Isto pode ser uma indicação de que a interação de marés entre galáxias pode desencadear a formação estelar e duas estrelas de nêutrons que evoluem a partir das novas estrelas podem acabar por se fundir, desencadeando estas grandes explosões e emissões energéticas que observamos.

Estas explosões, também chamadas fusões de estrelas binárias compactas, geram emissões de quilonovas: halos brilhantes de luz que são um dos principais locais de produção de elementos pesados no Universo. Isto pode fornecer uma explicação natural para o motivo pelo qual vemos uma taxa superior de produção de elementos pesados no halo das galáxias em interação. 

A equipe afirma suspeitar que as estrelas de nêutrons que colidiram nasceram durante uma onda de formação estelar desencadeada pela fusão galáctica há cerca de 700 milhões de anos. A sua eventual colisão não só produziu a poderosa explosão de raios gama detectada, como também espalhou elementos pesados recém-formados para o espaço circundante. 

O ouro que temos na Terra foi produzido num evento explosivo desta natureza. Os elementos pesados no nosso corpo, como o ferro, por exemplo, vêm de cerca de 10.000 estrelas da nossa Galáxia que morreram. Demorou bilhões de anos, mas esse ferro persistiu na Terra e, à medida que os nossos corpos se formaram e evoluíram, utilizaram esse material. Charlton disse que os resultados da equipe sublinham como as interações violentas entre galáxias podem preparar o terreno para eventos cósmicos poderosos que podem alterar a composição dos elementos no Universo.

Sem o observatório de raios X do Chandra, a tênue galáxia hospedeira poderia ter sido totalmente ignorada. Por agora, a distância exata da explosão permanece incerta. Pode estar ainda mais distante, tornando-se uma das explosões curtas de raios gama mais distantes já registadas.

Observações futuras com telescópios de próxima geração podem resolver a questão. A nossa própria Galáxia, a Via Láctea, tem uma vizinha, a galáxia de Andrômeda, e daqui a quatro ou cinco bilhões de anos vai fundir-se com a Via Láctea. Estas colisões entre estrelas de nêutrons poderão acontecer, e poderão formar-se caudas de maré, espalhando elementos pesados e enriquecendo o Universo".

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA

Dois eclipses de Saros 133

O alinhamento entre Sol, Terra e Lua provoca a chamada “Lua de sangue” nas primeiras horas de 3 de março de 2026.

© Emmanuel Astronomono (Eclipse Total da Lua)

O fenômeno ocorre quando a Terra se posiciona exatamente entre o Sol e a Lua, projetando sua sombra sobre o satélite natural. Esse alinhamento só pode acontecer durante a fase de Lua cheia. Quando a Lua entra completamente na parte mais escura da sombra terrestre, a umbra, ocorre o eclipse total. É nesse momento que ela adquire a coloração vermelho-alaranjada.

Mesmo totalmente encoberta pela sombra da Terra, a Lua não desaparece do céu. Parte da luz solar atravessa a atmosfera terrestre e sofre espalhamento; o mesmo processo que deixa o céu azul durante o dia e o pôr do Sol avermelhado.  A atmosfera filtra os comprimentos de onda mais curtos, como o azul, e permite que os tons avermelhados sejam desviados e atinjam a superfície lunar.

© Tunc Tezel / Petr Horalek (Dois eclipses de Saros 133)

Centradas no ponto máximo do eclipse, estas duas sequências de eclipses lunares totais são quase idênticas. No entanto, a de cima é composta por imagens registradas em fevereiro de 2008, enquanto a de baixo mostra o eclipse lunar total de março de 2026.

Por que são tão semelhantes? Porque esses dois eclipses lunares totais pertencem ao mesmo ciclo de Saros. O ciclo de Saros foi descoberto historicamente a partir de observações da órbita da Lua. Com um período de 18 anos, 11 dias e 20 segundos (6.585,32 dias), o ciclo prevê quando o Sol, a Terra e a Lua retornam à mesma geometria relativa para um eclipse lunar (ou solar).

Uma complicação com respeito ao ciclo de Saros é que esse período não corresponde a um número inteiro de dias: na verdade contém um múltiplo de 1/3 de dia. Por isso, como resultado da rotação da Terra, para cada Saros sucessivo, o eclipse irá ocorrer cerca de 8 horas mais tarde no dia. No caso de um eclipse solar, isso significa que a região de visibilidade irá mudar de cerca de 120º a oeste, o que implica que os dois eclipses não serão visíveis a partir dos mesmos locais na Terra. Já no caso de um eclipse lunar, o eclipse seguinte pode ainda ser visível do mesmo local na Terra, contanto que a Lua esteja acima do horizonte. Mas, esperando-se a passagem de 3 Saros, o primeiro e o quarto eclipses da série poderão ser visíveis aproximadamente a partir da mesma região da Terra e aproximadamente na mesma hora do dia.

Eclipses separados por um período de Saros pertencem à mesma série numerada de Saros, neste caso, Saros 133. Portanto, é esperado que o próximo eclipse lunar do Saros 133 seja uma repetição do eclipse de 3 de março deste ano. Você poderá observar o próximo eclipse lunar total do Saros 133 em 13 de março de 2044.

Fonte: NASA

Um quintilhão para um: estrelas gigantes, poeira minúscula

Astrônomos que utilizam o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e o JWST (James Webb Space Telescope) descobriram que algumas das estrelas mais massivas da nossa Galáxia estão emitindo grãos incrivelmente pequenos de poeira de carbono.

© NRAO (ilustração do sistema binário WR112)

Ambos os poderosos telescópios foram necessários, a fim de revelar toda a poeira produzida por estas estrelas. Esta nova pesquisa centrou-se em WR 112, um sistema estelar binário que contém uma estrela Wolf-Rayet muito rara, massiva, intensamente quente e moribunda, em órbita de outra estrela companheira. Juntas, estas estrelas lançam ventos estelares poderosos que colidem e criam regiões densas e frias onde se forma poeira, antes que esta seja espalhada pelo espaço interestelar pela intensa luz estelar.

Embora imagens anteriores do JWST, no infravermelho médio, tenham revelado arcos espirais brilhantes de poeira em WR 112, os pesquisadores ficaram surpreendidos ao não verem poeira alguma nas sensíveis observações milimétricas do ALMA. Apenas grãos de poeira minúsculos e quentes poderiam esconder-se da visão do ALMA, um dos telescópios milimétricos mais potentes da Terra. Dados combinados do JWST e do ALMA sugeriram que os grãos de poeira nas estruturas espirais estendidas são em grande parte inferiores a um micrômetro, e a maioria deles deve ter apenas alguns nanômetros de diâmetro.

É incrível saber que algumas das estrelas mais massivas do Universo produzem algumas das partículas de poeira mais minúsculas antes de morrerem. A diferença de tamanho entre a estrela e a poeira que ela produz é de cerca de um quintilhão para um.

A equipe também encontrou evidências de que a poeira não é composta uniformemente por uma variedade de tamanhos, mas sim por dois tamanhos distintos: um grupo maior de grãos nanométricos e um grupo menor de grãos com cerca de 0,1 micrômetros de diâmetro.

Esta descoberta conciliou décadas de medições contraditórias de sistemas binários semelhantes: alguns revelavam apenas grãos muito pequenos, enquanto outros viam apenas grãos maiores. Agora, entende-se que este tipo de sistema binário pode ter ambos. A equipe explorou vários processos físicos que, em princípio, podem quebrar ou evaporar grãos de poeira perto do severo campo de radiação das estrelas, descobrindo que esses processos têm uma tendência a destruir grãos que estavam entre esses tamanhos sob certas condições.

Como o sistema WR 112 é um dos produtores de poeira mais prolíficos do seu tipo - produzindo o equivalente a três Luas de poeira por ano, as novas medições do tamanho dos grãos têm grandes implicações para a quantidade de poeira de carbono que os binários massivos podem contribuir para a Galáxia em geral. Ao revelar que algumas das maiores estrelas do Universo são fábricas de algumas das suas mais pequenas partículas sólidas, este estudo fornece uma peça importante que faltava no ciclo de vida da poeira cósmica.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Análise de raro sistema planetário

Sistemas planetários como o nosso Sistema Solar levam centenas de milhões de anos a evoluir.

© ESO (ilustração do sistema planetário TOI-2076)

Tendo em conta que a humanidade existe apenas há uma minúscula fração desse tempo, os astrônomos só observaram sistemas planetários no seu nascimento ou, mais frequentemente, muito depois de terem atingido a maturidade. Há uma lacuna de informação acerca do que acontece no meio.

Mas, em breve, essa compreensão irá mudar. Pela primeira vez, os astrônomos podem caracterizar em detalhe o sistema planetário TOI-2076 desde a sua descoberta em 2020. O sistema, observado em plena transição, oferece uma nova perspectiva sobre esta outrora misteriosa fase evolutiva. O estudo observa e modela potenciais marcadores da formação cósmica usando evidências importantes: a separação de um sistema planetário denso e compacto e a evaporação dinâmica das atmosferas dos planetas causada pela intensa radiação estelar.

Pesquisadores do Instituto de Tecnologia da Flórida, que usam modelos computacionais para ilustrar e estimar a evolução planetária, para testar a capacidade dos modelos em corresponder ao resultado deste sistema a partir de origens simuladas. Os seus cálculos fornecem uma forte compreensão da fugaz transição entre juventude e maturidade planetárias em todo o Universo.

Os quatro planetas do sistema orbitam uma jovem estrela anã K, com "apenas" 210 milhões de anos. Usando telescópios terrestres e dados da missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, os cientistas descobriram que os planetas estão espaçados com uma sequência orbital quase consistente, indicando que já estiveram muito próximos uns dos outros, mas que estão se afastando lentamente. Também descobriram que todos os planetas têm núcleos rochosos semelhantes com uma variedade de atmosferas diferentes: o planeta mais interior perdeu completamente os seus gases originais, enquanto os três exteriores mantiveram as suas atmosferas.

Os pesquisadores previram que a perda gradual das atmosferas originais foi impulsionada por um processo chamado fotoevaporação. Isto ocorre quando a poderosa radiação de uma fonte de energia, como uma estrela, aquece a atmosfera de um planeta até que o gás escape para o espaço. Os planetas que estão mais próximos da estrela e, portanto, recebem maiores quantidades de radiação, perderiam mais gás e ficariam com mais rocha do que os seus homólogos mais distantes.

Os cientistas utilizaram modelos de evolução para simular como a fotoevaporação moldaria a evolução de planetas semelhantes, desde a origem até à adolescência, todos nascidos com a mesma composição inicial de rocha e gás. Será que a simulação produziria o mesmo resultado observado na vida real?

Sim. Na simulação, foi descoberto que os planetas evoluíram naturalmente para um estado semelhante ao observado no sistema real. Portanto, foi possível supor que a fotoevaporação estava em ação; a radiação da estrela do sistema foi o que transformou alguns planetas em rochas nuas, enquanto deixou outros com uma atmosfera gasosa. Os modelos também indicaram que a massa do planeta, que muda com a perda de gás, contribuiu para o distanciamento gradual dos planetas numa sequência orbital. A simulação também forneceu indicações de quanto tempo leva para um sistema atingir a adolescência, sugerindo que a maior parte da perda atmosférica ocorre nos primeiros 100 milhões de anos de vida de um sistema. Após esse ponto, a formação do sistema estabiliza-se e assim permanece por bilhões de anos.

O modelo, agora atualizado com estas novas descobertas, ajudará os astrônomos a desvendar a história dos sistemas planetários mais antigos. Também pode orientar as previsões de como os planetas jovens que descobriram acabarão por evoluir. Observar TOI-2076 em plena evolução foi um feito raro que rendeu descobertas extremamente valiosas. Compreender quando um sistema planetário atinge a sua transformadora adolescência, e qual o seu aspecto, fornece um instantâneo crítico de como os sistemas infantis evoluem e se estabelecem nas configurações estáveis observadas em torno de estrelas mais antigas. A nova ligação ajudará a ilustrar uma imagem mais clara de como os sistemas planetários, incluindo aqueles como o nosso, amadurecem.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Florida Institute of Technology

A transformação de uma das maiores estrelas

Uma das maiores estrelas conhecidas, uma supergigante vermelha, de repente encolheu e esquentou, transformando-se em um tipo diferente de estrela.

© ESO / VLTI (estrela WOH G64)

Os astrônomos podem ter visto uma estrela supergigante vermelha se transformando em uma hipergigante amarela. Se confirmada, seria a mudança mais dramática já presenciada em tal estrela.

Antes que as maiores estrelas morram, elas se incham em gigantes. Nosso próprio Sol abrange mais de 1 milhão de quilômetros, mas supergigantes vermelhas pode inflar para mais de 1 bilhão de quilômetros de diâmetro antes de se tornar supernova. Se você colocasse essa supergigante vermelha, apelidada de WOH G64, no centro do nosso Sistema Solar, sua borda externa ficaria além da órbita de Júpiter.

A WOH G64 está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, ela fascina os astrônomos há décadas. Não só por seu tamanho, mas também por sua excepcional luminosidade e prodigiosa taxa de perda de massa, já que ventos poderosos levam material para longe da estrela. Mais de uma década atrás, a estrela começou uma série de mudanças dramáticas, primeiro escurecendo antes de clarear de repente, depois desaparecendo novamente.

As mudanças começaram em 2011, quando a estrela começou a escurecer. Então, em 2013 e 2014, o WOH G64 não só recuperou seu brilho inicial como o ultrapassou significativamente. Sua temperatura de superfície subiu mais de 1.000°C, transformando a estrela de vermelha em amarela como resultado. A estrela encolheu ao esquentar, esvaziando de 1.500 vezes o raio do Sol para apenas 800 raios solares.

Os traços do óxido de titânio desapareceram, e linhas de emissão proibidas emergiram. No conjunto, as mudanças sugerem uma profunda alteração nas camadas externas do astro. Por exemplo, as linhas proibidas podem vir de material ejetado que agora está brilhando. Então, em 2025, a estrela começou a desaparecer mais uma vez para menos da metade de seu brilho, caindo cerca de duas magnitudes em menos de um ano. Agora os astrônomos acham que esse comportamento pode ser explicado se WOH G64 pertence a um sistema binário.

Existem dois cenários possíveis: O primeiro é que o sistema estava embutido em um envelope comum que imitava uma supergigante vermelha. A ejeção parcial desse invólucro revelou, então, as duas estrelas. Alternativamente, a estrela primária pode ter sofrido anteriormente um episódio eruptivo excepcional, com mais de 30 anos de duração. Agora, está voltando a um estado mais silencioso mesmo com o calor, com menos erupções dominadas pelo vento. Ambas as possibilidades são extremamente raras.

Observações de estrelas antes de se tornarem supernovas não conseguiram aumentar as supergigantes vermelhas mais luminosas. Uma solução proposta é que tais estrelas evoluam de volta para estados mais quentes antes que explodam. Se é isso que está acontecendo aqui, o WOH G64 pode oferecer um raro vislumbre em tempo real dessa transição indescritível.

Veja outras informações no blog: A primeira imagem de uma estrela fora da Via Láctea.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Sky & Telescope

Estrela jovem soprando bolhas

Pela primeira vez, uma versão muito mais jovem do Sol foi apanhada em flagrante fazendo bolhas na Galáxia.

© Chandra / Hubble (estrela HD 61005)

A bolha, chamada astrosfera, rodeia completamente a estrela juvenil. Os ventos da superfície estelar estão soprando a bolha e a enchendo de gás quente à medida que se expande para o gás galáctico muito mais frio e para a poeira que rodeia a estrela.

O Sol tem uma bolha semelhante ao seu redor, chamada heliosfera, criada pelo vento solar. Estende-se muito para além dos planetas do nosso Sistema Solar e protege a Terra das partículas nocivas do espaço interestelar.

Esta é a primeira imagem de uma astrosfera que os astrônomos obtiveram em torno de uma estrela semelhante ao Sol. Mostra uma emissão ligeiramente alargada, em vez de um único ponto de luz como se vê em outras estrelas semelhantes. 

A estrela chama-se HD 61005 e está localizada a cerca de 120 anos-luz da Terra, o que a torna relativamente próxima. HD 61005 tem aproximadamente a mesma massa e temperatura que o Sol, mas é muito mais jovem, com uma idade de cerca de 100 milhões de anos, em comparação com a idade do Sol, que é de cerca de 5 bilhões de anos. Por ser tão jovem, HD 61005 tem um vento de partículas muito mais forte soprando da sua superfície, que viaja cerca de 3 vezes mais depressa e é cerca de 25 vezes mais denso do que o vento do Sol. Isto amplifica o processo de sopro das bolhas da astrosfera e imita o comportamento do nosso Sol há bilhões de anos.

As observações com o telescópio espacial Hubble mostraram que a matéria interestelar que rodeia HD 61005 é cerca de mil vezes mais densa do que a que rodeia o Sol. Desde a década de 1990 que os astrônomos têm tentado captar uma imagem de uma astrosfera em torno de uma estrela semelhante ao Sol.

O telescópio de raios X Chandra conseguiu detectar a astrosfera em torno de HD 61005 porque esta está produzindo raios X à medida que o vento estelar vai atingindo a poeira e o gás interestelar mais frios que rodeiam a estrela. O denso ambiente galáctico local, combinado com a visão de raios X de alta resolução do Chandra, o forte vento estelar e a proximidade da estrela, ajudaram a criar um forte sinal de raios X, permitindo a descoberta de uma astrosfera em torno de HD 61005. Tem um diâmetro cerca de 200 vezes superior à distância da Terra ao Sol.

O Sol não só passou provavelmente por uma fase de desenvolvimento semelhante à de HD 61005 quando era mais jovem, como também viajou provavelmente por uma região mais densa de poeira e gás do que aquela onde o Sol se encontra atualmente, reforçando a ligação com HD 61005. É espantoso pensar que a heliosfera protetora só se estenderia até à órbita de Saturno se estivéssemos na parte da Galáxia onde a HD 61005 está localizada, ou, inversamente, que a HD 61005 teria uma astrosfera 10 vezes mais larga do que a do Sol se estivesse localizada aqui. 

A HD 61005 não é visível da Terra a olho nu, mas está suficientemente perto para que os observadores do céu a possam ver usando binóculos. Os primeiros indícios de emissão de raios X da estrela central foram baseados numa breve observação de uma hora de HD 61005 pelo Chandra em 2014. Em 2021, os astrônomos observaram HD 61005 durante quase 19 horas, o que permitiu a detecção da estrutura astrosférica alargada.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Localizada antiga estrela que explodiu como supernova

Há quarenta milhões de anos, uma estrela numa galáxia próxima explodiu, espalhando material pelo espaço e produzindo um brilhante clarão.

© STScI (galáxia espiral NGC 1637)

A imagem principal à esquerda mostra uma visão combinada do Webb e do Hubble da galáxia espiral NGC 1637, com a região de interesse no canto superior direito. Os três painéis restantes mostram uma visão detalhada de uma estrela supergigante vermelha antes e depois de explodir. A estrela não é visível na imagem do Hubble antes da explosão, mas aparece na imagem do Webb. A observação de julho de 2025 do Hubble mostra as consequências brilhantes da explosão.

A luz gerada viajou pelo cosmos, chegando à Terra no dia 29 de junho de 2025, onde foi detectada pelo levantamento ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae). Os astrónomos imediatamente viraram os seus instrumentos para esta nova supernova, designada 2025pht, no intuito de aprender mais sobre ela. Mas uma equipe de cientistas voltou-se ao invés para os arquivos, procurando usar imagens pré-supernova para identificar exatamente qual a estrela, entre tantas, havia explodido. E tiveram sucesso.

Imagens da galáxia NGC 1637 tiradas pelo telescópio espacial James Webb mostraram uma única estrela supergigante vermelha localizada exatamente onde a supernova agora brilha. Isto representa a primeira deteção evidenciada da progenitora de uma supernova pelo Webb.

Ao alinhar cuidadosamente as imagens de NGC 1637 obtidas pelo Hubble e pelo Webb, a equipe conseguiu identificar a estrela progenitora nas imagens tiradas pelos instrumentos MIRI (Mid-Infrared Instrument) e NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb em 2024. Descobriram que a estrela parecia surpreendentemente vermelha, uma indicação de que estava rodeada por poeira que bloqueava os comprimentos de onda mais curtos e azuis da luz.

Este excesso de poeira pode ajudar a explicar um problema de longa data na astronomia que poderia ser descrito como o caso das supergigantes vermelhas desaparecidas. Os astrônomos esperam que a maioria das estrelas mais massivas, que explodem como supernovas, também sejam as mais brilhantes e luminosas. Portanto, deveriam ser fáceis de identificar em imagens pré-supernova.

No entanto, não tem sido esse o caso. Uma explicação possível é que as estrelas mais massivas e envelhecidas também são as mais empoeiradas. Se estiverem rodeadas por grandes quantidades de poeira, a sua luz pode ser atenuada a ponto de se tornar indetectável. As observações Webb da supernova 2025pht apoiam essa hipótese.

A equipe não ficou surpresa apenas com a quantidade de poeira, mas também com a sua composição. A aplicação de modelos computacionais às observações do Webb indicou que a poeira é provavelmente rica em carbono, quando era esperado que fosse mais rica em silicatos. A equipe especula que este carbono pode ter sido "dragado" do interior da estrela pouco antes de ela explodir.

A equipe está agora a trabalhar para procurar supergigantes vermelhas semelhantes que possam explodir como supernovas. As observações do futuro telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA podem ajudar nesta busca. O Roman terá a resolução, sensibilidade e cobertura de comprimento de onda infravermelho para não só ver estas estrelas, mas também potencialmente testemunhar a sua variabilidade à medida que elas ejetam grandes quantidades de poeira perto do fim das suas vidas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute