Planeta gigante em órbita de estrela minúscula

Astrônomos da Universidade de Warwick e da UCL (University College London) descobriram a menor estrela conhecida abrigando um planeta gigante em trânsito que, de acordo com as principais teorias de formação planetária, não deveria existir.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta TOI-6894)

A estrela TOI-6894 é como muitas outras na Via Láctea, uma pequena anã vermelha com apenas aproximadamente 20% da massa do nosso Sol. Como muitas estrelas pequenas, não se espera que forneça condições adequadas para formar e hospedar um planeta grande. No entanto, uma colaboração global de astrônomos encontrou a assinatura inconfundível de um planeta gigante, chamado TOI-6894 b, em órbita desta pequena estrela. 

Este sistema foi descoberto como parte de uma pesquisa em grande escala de dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), à procura de planetas gigantes em torno de estrelas de baixa massa. 

O planeta TOI-6894 b é um gigante gasoso de baixa densidade com um raio um pouco maior que o de Saturno, mas com apenas mais ou menos 50% da sua massa. TOI-6894 é, até à data, a estrela de menor massa a ter um planeta gigante em trânsito e tem apenas 60% do tamanho da seguinte estrela menor que hospeda um planeta deste tipo. 

A teoria mais aceita da formação de planetas é a chamada teoria da acreção do núcleo. Um núcleo planetário forma-se primeiro por acreção (acumulação gradual de material) e, à medida que o núcleo se torna mais massivo, eventualmente atrai gases que formam uma atmosfera. Depois, torna-se suficientemente massivo para entrar num processo descontrolado de acreção de gás e num gigante gasoso.

Nesta teoria, a formação de gigantes gasosos é mais difícil em torno de estrelas de baixa massa porque a quantidade de gás e poeira num disco protoplanetário em torno da estrela (a matéria-prima para a formação de planetas) é demasiado limitada para permitir a formação de um núcleo suficientemente massivo e da ocorrência do processo de acreção descontrolada. No entanto, a existência de TOI-6894 b sugere que este modelo pode não ser completamente exato e que são necessárias teorias alternativas.

Dada a massa do planeta, TOI-6894 b pode ter sido formado através de um processo intermediário de acreção do núcleo, no qual um protoplaneta se forma e acreta gás de forma constante sem que o núcleo se torne suficientemente massivo para uma acreção descontrolada de gás. Em alternativa, pode ter sido formado devido a um disco gravitacionalmente instável. Em alguns casos, o disco que rodeia a estrela torna-se instável devido à força gravitacional que exerce sobre si próprio. Estes discos podem então fragmentar-se, com o gás e a poeira colapsando para formar um planeta. 

Mas a equipe descobriu que nenhuma das teorias podia explicar completamente a formação de TOI-6894 b a partir dos dados disponíveis, o que deixa a origem deste planeta gigante, por agora, como uma questão em aberto. Um dos métodos para esclarecer o mistério da formação de TOI-6894 b é uma análise atmosférica detalhada. Ao medir a distribuição de material no interior do planeta, é possível determinar o tamanho e a estrutura do núcleo do planeta, o que pode dizer se TOI-6894 b foi formado por acreção ou por um disco instável.

Esta não é a única característica interessante da atmosfera de TOI-6894 b; é incomumente fria para um gigante gasoso. A maioria dos gigantes gasosos encontrados por caçadores exoplanetários são Júpiteres quentes, gigantes gasosos massivos com temperaturas entre 1.000 e 2.000 K. TOI-6894 b, por comparação, tem apenas 420 K. A temperatura fria, juntamente com outras características deste planeta, como trânsitos muito profundos, fazem dele um dos planetas gigantes mais promissores para realizar a caracterização de sua atmosfera.

Com base na irradiação estelar de TOI-6894 b, espera-se que a atmosfera seja dominada pela química do metano, o que é muito raro de identificar. As temperaturas são suficientemente baixas para que as observações atmosféricas possam até mostrar a presença de amoníaco, o que seria a primeira vez que tal substância seria encontrada na atmosfera de um exoplaneta.

A atmosfera de TOI-6894 b já está agendada para ser observada pelo telescópio espacial James Webb nos próximos 12 meses. Isto deverá permitir aos astrônomos determinar qual das teorias possíveis pode explicar a formação deste planeta inesperado.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University College London

Estrela excêntrica desafia explicações simples

Cientistas descobriram uma estrela com um comportamento diferente de todas as outras já observadas, fornecendo novas pistas sobre a origem de uma nova classe de objetos misteriosos.

© NASA (ASKAP J1832)

Uma imagem de campo amplo de ASKAP J1832 (o ponto roxo no círculo) em raios X, no rádio e no infravermelho.

Uma equipe de astrônomos combinou dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder), na Austrália Ocidental, para estudar as peculiaridades do objeto descoberto conhecido como ASKAP J1832−0911 (ASKAP J1832 para abreviar), localizado a 15.000 anos-luz da Terra. 

ASKAP J1832 pertence a uma classe de objetos chamados "transientes de rádio de longo período", descobertos em 2022, que variam em intensidade de ondas de rádio de forma regular ao longo de dezenas de minutos. Corresponde a milhares de vezes mais do que a duração das variações repetidas observadas nos pulsares, que são estrelas de nêutrons em rápida rotação que apresentam variações repetidas várias vezes por segundo.

ASKAP J1832 tem ciclos de intensidade de ondas de rádio a cada 44 minutos, o que o coloca nesta categoria de transientes de rádio de longo período. Usando o Chandra, a equipe descobriu que ASKAP J1832 também varia regularmente em raios X a cada 44 minutos. Esta é a primeira vez que tal sinal de raios X é encontrado num transiente de rádio de longo período.

Usando o Chandra e o ASKAP, foi descoberto que o objeto também diminuiu drasticamente os raios X e as ondas de rádio ao longo de seis meses. Esta combinação do ciclo de 44 minutos em raios X e ondas rádio, além das mudanças que duram meses, é diferente de tudo o que já foi visto na Via Láctea. Os cientistas estão agora tentando descobrir se ASKAP J1832 é representativo dos transientes de rádio de longo período e se o seu comportamento bizarro ajuda a desvendar a origem destes objetos.

Os astrônomos argumentam que é improvável que ASKAP J1832 seja um pulsar ou uma estrela de nêutrons puxando material de uma estrela companheira, porque as suas propriedades não correspondem às intensidades típicas dos sinais de rádio e raios X desses objetos. Algumas das propriedades de ASKAP J1832 poderiam ser explicadas por uma estrela de nêutrons com um campo magnético extremamente forte, chamada magnetar, com uma idade superior a meio milhão de anos. No entanto, outras características de ASKAP J1832, como a sua emissão de rádio brilhante e variável, são difíceis de explicar para um magnetar relativamente antigo.

No céu, ASKAP J1832 parece estar dentro de um remanescente de supernova, os restos de uma estrela que explodiu, que muitas vezes contêm uma estrela de nêutrons formada pela supernova. No entanto, foi determinado que indica provavelmente uma coincidência e que os dois não estão associados, o que conduz a possibilidade de que ASKAP J1832 não contenha uma estrela de nêutrons. 

É possível que uma anã branca isolada não explica os dados, mas que uma estrela anã branca com uma estrela companheira talvez poderia. No entanto, isso exigiria o campo magnético mais forte já conhecido para uma anã branca na nossa Galáxia.

O Chandra detectou ASKAP J1832 em raios X em duas observações realizadas em fevereiro de 2024, num momento em que a fonte estava incomumente intensa no rádio. Uma terceira observação do Chandra ocorreu em agosto de 2024, quando a fonte estava cerca de 1.000 vezes mais fraca em ondas de rádio do que em fevereiro, mas não foram observados raios X. Isso mostra que a fonte tinha diminuído pelo menos dez vezes em raios X desde a observação inicial.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto raro sistema estelar duplo

Astrônomos podem ter descoberto um tipo raro de sistema estelar binário, onde uma estrela costumava orbitar dentro de sua parceira.

© NASA (ilustração de duas estrelas orbitando uma a outra)

No novo estudo, astrônomos exploraram um pulsar conhecido como PSR J1928+1815, localizado a cerca de 455 anos-luz da Terra. 

Um pulsar é um tipo de estrela de nêutrons, o cadáver de uma grande estrela que pereceu em uma explosão catastrófica conhecida como supernova. A atração gravitacional dos restos da estrela teria sido forte o suficiente para comprimir prótons e elétrons para formar nêutrons, o que significa que uma estrela de nêutrons é composta principalmente de nêutrons. Isso a torna muito densa. 

Pulsares são estrelas de nêutrons giratórias que emitem feixes gêmeos de ondas de rádio de seus polos magnéticos. Esses feixes parecem pulsar porque são vistos apenas quando o polo de um pulsar está apontado para a Terra. 

Os pesquisadores estimam que esse pulsar em particular tenha se originado de uma estrela azul quente com mais de oito vezes a massa do Sol. Utilizando o Five hundred meter Aperture Spherical Telescope (FAST) na China, o maior telescópio de prato único do mundo, os astrônomos descobriram que a PSR J1928+1815 tinha uma companheira, uma estrela de hélio com cerca de 1 a 1,6 vezes a massa do Sol. 

Esta estrela perdeu a maior parte de suas camadas externas de hidrogênio, deixando para trás um núcleo composto principalmente de hélio. As estrelas deste par estão atualmente a apenas 1,12 milhão de quilômetros de distância uma da outra, ou cerca de 50 vezes mais perto do que Mercúrio está do Sol. Elas completam uma órbita em torno uma da outra em apenas 3,6 horas. 

O PSR J1928+1815 é um pulsar de milissegundos, o que significa que ele gira extraordinariamente rápido, quase 100 vezes por segundo. Pulsares de milissegundos normalmente atingem essas velocidades vertiginosas à medida que canibalizam companheiros próximos, o material que entra os faz girar cada vez mais rápido.

Pesquisas anteriores sugeriram que, à medida que pulsares de milissegundos se alimentam de seus parceiros, esses sistemas binários podem passar por uma fase de "envelope comum", na qual o pulsar orbita dentro das camadas externas de seu companheiro. No entanto, os cientistas nunca haviam detectado binários tão exóticos, talvez até agora. 

Usando modelos computacionais, os pesquisadores sugerem que os membros desse novo binário começaram a uma distância um do outro cerca de duas vezes maior que a distância entre a Terra e o Sol (299 milhões de km). O pulsar teria então começado a extrair as camadas externas de seu companheiro, formando um envoltório comum ao redor de ambos. Após cerca de 1.000 anos, o pulsar teria espiralado próximo ao núcleo de seu parceiro, o que provavelmente eliminou o restante desse envoltório, deixando para trás um sistema binário fortemente unido. 

Com base no número estimado de estrelas binárias na Via Láctea que correspondem aproximadamente a este sistema recém-descoberto, os pesquisadores sugerem que apenas de 16 a 84 equivalentes de PSR J1928+1815 e sua companheira podem existir em nossa galáxia. Para contextualizar, a Via Láctea abriga cerca de 100 bilhões a 400 bilhões de estrelas. 

Fonte: Science

Localização de gás impulsiona a formação estelar em galáxias distantes

Os astrônomos descobriram que não é a quantidade de gás que uma galáxia tem, mas onde esse gás está localizado, que determina a formação de novas estrelas.

 © ICRAR (NGC 4897)

Na imagem a cor vermelha mostra o conteúdo de gás hidrogênio atômico da galáxia NGC 4897 sobreposto à imagem óptica.

Os pesquisadores do ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research) fizeram esta descoberta sobre as galáxias estudando a distribuição do gás que ajuda a criar estrelas.

Utilizando o radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder) da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), situado em Inyarrimanha Ilgari Bundara, Austrália Ocidental, os pesquisadores exploraram a distribuição de gás em cerca de 1.000 galáxias no âmbito do levantamento WALLABY (Widefield ASKAP L-band Legacy All-sky Blind surveY). 

As descobertas dão novas perspectivas sobre a forma como as estrelas nascem do gás. Enquanto os estudos anteriores só conseguiam mapear a distribuição do gás em algumas centenas de galáxias, o levantamento WALLABY conseguiu mapear o gás hidrogênio atômico numa amostra significativamente maior de galáxias. O levantamento revelou que a existência de mais gás numa galáxia não significa automaticamente que esta criará mais estrelas. Ao invés, as galáxias que estão formando estrelas têm normalmente uma maior concentração de gás nas áreas onde residem as estrelas.

A pesquisao mostrou que a capacidade de efetuar observações de rádio mais detalhadas é fundamental para ajudar os cientistas a compreender como as galáxias crescem e mudam ao longo do tempo. A equipe analisou as ondas de rádio e a luz visível de galáxias próximas para determinar a quantidade de gás nas partes da galáxia onde as estrelas estão nascendo.

Um artigo foi publicado no periódico Publications of the Astronomical Society of Australia.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Identificada água gelada num sistema estelar jovem

Estará a água gelada dispersa em sistemas em volta de outras estrelas?

© NASA (ilustração de disco de detritos contendo água gelada)

Os astrônomos há muito que esperam que sim, em parte com base em anteriores detecções da sua forma gasosa, vapor de água, e na sua presença no nosso próprio Sistema Solar.

Agora há evidências definitivas: pesquisadores confirmaram a presença de água gelada cristalina num disco de detritos poeirentos que orbita uma estrela semelhante ao Sol a 155 anos-luz de distância, utilizando dados detalhados conhecidos como espectros do telescópio espacial James Webb da NASA. Em 2008, dados do telescópio espacial Spitzer da NASA, já aposentado, sugeriram a possibilidade de existir água gelada neste sistema.

A água gelada é um ingrediente vital nos discos em torno de estrelas jovens, influencia fortemente a formação de planetas gigantes e pode também ser entregue por pequenos corpos, como cometas e asteroides, a planetas rochosos já formados. Agora que foi detectada água gelada com o Webb, será possível estudar como estes processos se desenrolam de novas formas em muitos outros sistemas planetários.

A estrela, catalogada HD 181327, é significativamente mais jovem do que o nosso Sol. Estima-se que tenha 23 milhões de anos, em comparação com os 4,6 bilhões de anos do Sol. A estrela é um pouco mais massiva do que o Sol, e é mais quente, o que levou à formação de um sistema ligeiramente maior ao seu redor.

As observações do Webb confirmam a existência de uma divisão significativa entre a estrela e o seu disco de detritos, uma vasta área livre de poeira. Mais longe, o seu disco de detritos é semelhante ao Cinturão de Kuiper do nosso Sistema Solar, onde se encontram planetas anões, cometas e outros objetos de gelo e rocha (e que por vezes colidem uns com os outros). Há bilhões de anos, o Cinturão de Kuiper era provavelmente semelhante ao disco de detritos desta estrela.

O HD 181327 é um sistema muito ativo. Há colisões regulares e contínuas no seu disco de detritos. Quando estes corpos gelados colidem, liberam minúsculas partículas de água gelada empoeirada que têm o tamanho perfeito para serem detectadas pelo Webb. A água gelada não está espalhada uniformemente por este sistema. A maior parte encontra-se onde é mais frio e mais longe da estrela. A área exterior do disco de detritos é constituída por mais de 20% de água gelada.

Quanto mais perto os pesquisadores olhavam, menos água gelada encontravam. No meio do disco de detritos, o Webb detectou cerca de 8% de água gelada. Aqui, é provável que as partículas de água gelada sejam produzidas um pouco mais depressa do que são destruídas. Na área do disco de detritos mais perto da estrela, o Webb não detectou quase nenhuma. É provável que a luz ultravioleta da estrela vaporize as partículas de água gelada mais próximas. Também é possível que rochas conhecidas como planetesimais tenham "trancado" água gelada nos seus interiores, que não pode ser detectada.

A presença de água gelada ajuda a facilitar a formação de planetas. Os materiais gelados podem também ser "entregues" a planetas terrestres que se podem formar ao longo de algumas centenas de milhões de anos em sistemas como este.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Desvendando os segredos do nascimento de estrelas massivas

Os astrônomos revelaram pela primeira vez o enorme fluxo de gás perto de uma estrela massiva, em formação, que permite o seu rápido crescimento.

© NRAO (gás amoníaco caindo no disco de acreção que alimenta estrela)

Ao observar a jovem estrela HW2 em Cefeu A, localizada a 2.300 anos-luz da Terra, os pesquisadores resolveram a estrutura e a dinâmica de um disco de acreção que alimenta esta estrela massiva com material. 

Esta descoberta desvenda uma questão central da astrofísica: como é que as estrelas massivas, que muitas vezes terminam as suas vidas como supernovas, acumulam a sua imensa massa? Cefeu A é o segundo local de formação de estrelas massivas mais próximo da Terra, o que o torna um laboratório ideal para estudar estes processos complexos.

Os pesquisadores utilizaram o amoníaco (NH3), uma molécula que se encontra habitualmente nas nuvens de gás interestelar e que é muito utilizada industrialmente na Terra, como marcador para mapear a dinâmica do gás em torno da estrela. As observações revelaram um anel denso de amoníaco gasoso quente que se estende por 200 a 700 unidades astronômicas (UA) em torno de HW2. 

Esta estrutura foi identificada como parte de um disco de acreção, uma característica chave nas teorias de formação estelar. O estudo descobriu que o gás dentro deste disco está tanto colapsando para dentro como girando em torno da jovem estrela. De forma notável, o ritmo de queda de material para HW2 foi medida em dois milésimos de uma massa solar por ano, uma das taxas mais elevadas alguma vez observadas para uma estrela massiva em formação. Estas descobertas confirmam que os discos de acreção podem sustentar tais ritmos extremos de transferência de massa, mesmo quando a estrela central já cresceu até 16 vezes a massa do nosso Sol.

A sensibilidade radioelétrica sem paralelo do VLA permitiu resolver características em escalas da ordem de apenas 100 UA, fornecendo uma visão sem precedentes deste processo. A equipe também comparou as suas observações com as simulações mais avançadas de formação de estrelas massivas

Os resultados estão muito próximos das previsões teóricas, mostrando que o amoníaco perto de HW2 está colapsando quase a velocidades de queda livre enquanto gira com velocidades sub-Keplerianas, um equilíbrio ditado pela gravidade e pelas forças centrífugas. Curiosamente, o estudo revelou assimetrias na estrutura e turbulência do disco, sugerindo que correntes externas de gás, conhecidas como "serpentinas", podem estar enviando material fresco para um dos lados do disco. Tais correntes foram observadas em outras regiões de formação estelar e podem desempenhar um papel crucial na reposição dos discos de acreção em torno de estrelas massivas.

Esta descoberta resolve décadas de debate sobre se HW2, e as protoestrelas de igual modo, podem formar discos de acreção capazes de sustentar o seu rápido crescimento. Também reforça a ideia de que mecanismos físicos semelhantes governam a formação de estrelas numa vasta gama de massas.  As estrelas massivas desempenham um papel fundamental como motores cósmicos, impulsionando ventos e explosões que alimentam as galáxias com elementos pesados.

Os astrônomos visaram transições específicas do amoníaco que são excitadas a temperaturas superiores a 100 K, o que lhes permitiu detectar gás denso e quente perto de HW2. Estes resultados destacam o poder da interferometria rádio para sondar os processos ocultos por detrás da formação dos objetos mais influentes na nossa Galáxia, e dentro de dez anos a próxima versão atualizada do VLA tornará possível estudar o amoníaco circunestelar a escalas do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Descoberto um par de estrelas condenadas próximo da Via Láctea

Astrônomos da Universidade de Warwick descobriram um sistema estelar binário compacto, de massa elevada e extremamente raro, a apenas 150 anos-luz de distância.

© M. Garlick (colisão de duas estrelas anãs brancas)

Estas duas estrelas estão separadas por apenas 1/60 da distância Terra-Sol, e se movem em rota de colisão para explodir como uma supernova do Tipo Ia, aparecendo 10 vezes mais brilhante do que a Lua no céu noturno. 

As supernovas de Tipo Ia são uma classe especial de explosões cósmicas, famosas por serem usadas como "velas padrão" para medir as distâncias entre a Terra e as galáxias que as acolhem. Ocorrem quando uma anã branca (o núcleo denso remanescente de uma estrela) acumula demasiada massa, é incapaz de resistir à sua própria gravidade e explode.

Há muito que se prevê teoricamente que duas anãs brancas em órbita são a causa da maioria das explosões de supernova de Tipo Ia. Quando numa órbita próxima, a anã branca mais massiva do par acumula gradualmente material da sua parceira, o que leva a que essa estrela (ou ambas) exploda. 

Esta descoberta não só encontrou pela primeira vez um sistema deste tipo, como encontrou um par compacto de anãs brancas mesmo à nossa porta cósmica, na Via Láctea. O novo sistema é o mais massivo do seu gênero alguma vez confirmado, com uma massa combinada de 1,56 vezes a do Sol. Com uma massa tão elevada, isto significa que as estrelas estão destinadas a explodir. No entanto, a explosão só ocorrerá daqui a 23 bilhões de anos e, apesar de estar tão perto do nosso Sistema Solar, esta supernova não porá o nosso planeta em perigo. 

Utilizando dados do NOT (Nordic Optical Telescope) e do telescópio William Herschel, ambos localizados no Observatório Roque de Los Muchachos (Garafía, La Palma), a equipe conseguiu compreender os pormenores precisos de como as duas estrelas chegarão ao seu fim. 

Neste momento, as anãs brancas estão girando em torno uma da outra, numa órbita que dura mais de 14 horas. Ao longo de bilhões de anos, a radiação das ondas gravitacionais fará com que as duas estrelas espiralem uma em direção à outra até que, no limiar do evento de supernova, estarão se movendo tão rapidamente que completam uma órbita em apenas 30 a 40 segundos. 

Para o evento de supernova, a massa será transferida de uma anã para a outra, resultando numa rara e complexa explosão de supernova através de uma detonação quádrupla. A superfície da anã que ganha massa detona primeiro onde está acumulando material, fazendo com que o seu núcleo exploda em segundo lugar. Isto ejeta material em todas as direções, colidindo com a outra anã branca, fazendo com que o processo se repita para uma terceira e quarta detonação. 

As explosões destruirão completamente todo o sistema, com níveis de energia de um octilhão de vezes superiores aos da mais poderosa bomba nuclear. Em bilhões de anos no futuro, esta supernova aparecerá como um ponto de luz muito intenso no céu noturno.

Caso a Terra ainda exista, em comparação, fará com que alguns dos objetos mais brilhantes pareçam tênues, aparecendo até dez vezes mais brilhante do que a Lua e 200.000 vezes mais brilhante do que Júpiter.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Um buraco negro fornecendo a taxa de formação estelar em galáxia

Esta imagem obtida pelo telescópio espacial Hubble apresenta a pitoresca galáxia espiral NGC 4941, que fica a cerca de 67 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Virgem.

© Hubble (NGC 4941)

Como esta galáxia está próxima, cosmicamente falando, os instrumentos aguçados do Hubble são capazes de captar detalhes requintados, como aglomerados de estrelas individuais e nuvens filamentosas de gás e poeira. Os dados usados para construir esta imagem foram coletados como parte de um programa de observação que investiga a formação de estrelas e o ciclo de retorno de estrelas em galáxias próximas.

À medida que as estrelas se formam em aglomerados densos e frios de gás, elas começam a influenciar seus arredores. As estrelas aquecem e agitam as nuvens de gás nas quais nascem por meio de ventos, luz estelar e eventualmente, para estrelas massivas explodindo como supernovas.

Esses processos são chamados coletivamente de feedback estelar e afetam a taxa na qual uma galáxia pode formar novas estrelas. Acontece que as estrelas não são as únicas entidades fornecendo feedback em NGC 4941. No coração desta galáxia está um núcleo galáctico ativo: um buraco negro supermassivo se alimentando de gás. À medida que o buraco negro acumula gás de seus arredores, o gás gira em um disco superaquecido que brilha intensamente em comprimentos de onda em todo o espectro eletromagnético.

Semelhante às estrelas, mas em uma escala muito maior, os núcleos galácticos ativos moldam suas proximidades por meio de ventos, radiação e jatos poderosos, alterando não apenas a formação de estrelas, mas também a evolução da galáxia como um todo.

Fonte: ESA