Uma corrente cósmica de gás alimenta GW Orionis

Uma equipe de astrônomos recorreu ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e captou um enorme fluxo de gás, com 0,2 anos-luz de comprimento, alimentando o jovem sistema estelar triplo GW Orionis.

© NRAO (fluxo que alimenta o disco protoplanetário de GW Orionis)

Estas novas observações fornecem a evidência mais clara até à data de como essas "correntes" podem inclinar e torcer os discos onde os planetas nascem. Estas novas observações do ALMA centram-se em GW Orionis, um sistema muito jovem localizado a cerca de 1.300 anos-luz de distância, na constelação de Órion, que abriga três estrelas rodeadas por múltiplos anéis de material de formação planetária.

Os anéis deste sistema são famosos por estarem inclinados em ângulos diferentes, em vez de se situarem num único plano, tornando GW Orionis um laboratório natural para estudar a formação de arquiteturas planetárias incomuns.

A equipe mediu a forma como o fluxo se move e comparou o seu movimento, conhecido como momento angular, com as orientações dos anéis do sistema. Foi descoberto que a trajetória do fluxo alinha-se estreitamente com o anel exterior de poeira, mas está fortemente desalinhada em relação ao anel interior, apontando para uma provável relação de causa e efeito entre o material em queda e o estado inclinado do anel exterior.

Estudos anteriores de GW Orionis revelaram que os anéis interno, intermediário e externo do sistema estão desalinhados, com cada anel inclinado num ângulo diferente. Quando a equipe modelou a queda deste fluxo, descobriu-se que o ângulo em que este colide com o disco está estreitamente alinhado com o anel exterior.

Durante décadas, os diagramas dos manuais acadêmicos mostraram sistemas planetários jovens formam-se tranquilamente a partir de discos planos e ordenados de gás e poeira. Este novo resultado do ALMA apoia uma visão mais dinâmica, na qual fluxos turbulentos provenientes do ambiente circundante podem remodelar os discos numa fase tardia da sua evolução e, potencialmente, colocar os planetas em órbitas inclinadas ou mesmo opostas ao sentido de rotação da sua estrela hospedeira.

As nossas observações utilizam os três conjuntos de antenas do ALMA, as de 12 metros, as de 7 metros e as Total Power, para ver a extensão total do fluxo. Foram analisadas as linhas moleculares de ¹²CO e ¹³CO com o ALMA, onde descobriu-se que o momento angular total do fluxo é muito inferior ao do disco de GW Orionis. Isto significa que a dinâmica deste sistema representa provavelmente as fases finais deste fenômeno de queda. No passado, provavelmente tinha um momento angular maior, o que permitiu que o disco ficasse desalinhado.

Os astrônomos esperam estudar mais sistemas jovens com fluxos para verificar quão comum é este mecanismo e se ele pode explicar outras características intrigantes de sistemas de exoplanetas conhecidos, tais como inclinações orbitais extremas e assinaturas químicas incomuns. Futuras observações do ALMA de GW Orionis irão procurar moléculas que indiquem a presença de choques, incluindo espécies que contêm enxofre, para identificar exatamente onde o fluxo colide com o disco e como esse impacto altera a matéria-prima para a formação de planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Os "pequenos pontos vermelhos" podem ser estrelas gigantes pulsantes

Os astrônomos têm especulado bastante acerca dos misteriosos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados nas imagens do Universo primitivo captadas pelo telescópio espacial James Webb: podem ser galáxias, buracos negros, quasar, surtos de formação estelar ou algo completamente diferente.

© D. Nandal (estrela supermassiva em relação às estrelas massivas)

Esta imagem mostra camadas distintas que representam uma "concha" produzida por estrelas massivas, que poderá ser a fonte da luz que se detecta e os "Pequenos Pontos Vermelhos". Mostra também a escala de uma estrela supermassiva em relação às estrelas massivas.

Agora, num novo estudo, os pesquisadores demonstram que um tipo específico de estrela, designada por estrela supermassiva, pode explicar as características surpreendentes dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo os seus espectros incomuns, a sua aparência compacta no céu e a sua abundância de nitrogênio.

Os "Pequenos Pontos Vermelhos" são fontes de luz compactas, vermelhas e extremamente brilhantes, e o que quer que esteja emitindo a luz já existia quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. O seu espectro de luz revela a presença de hidrogênio de formas que os atuais modelos astronômicos de galáxias jovens ou de núcleos galácticos ativos comuns não conseguem explicar.

No entanto, muitos "Pequenos Pontos Vermelhos" observados não apresentam a forte emissão de raios X ou de ondas de rádio que os astrônomos esperariam de um buraco negro supermassivo em crescimento. Num trabalho anterior, pesquisadores demonstraram que estrelas gigantes, com massas cerca de 100.000 vezes superiores à do Sol, podem reproduzir espetros fundamentais muito semelhantes aos dos "Pequenos Pontos Vermelhos", incluindo padrões incomuns de hidrogênio.

O novo estudo procura determinar se essas estrelas também podem criar os densos "casulos" de gás que fazem com que os "Pequenos Pontos Vermelhos" pareçam tão compactos nas imagens do James Webb. Os pesquisadores acompanharam os ciclos de vida e a evolução de algumas estrelas gigantes conhecidas e analisaram a forma como estas parecem, através dos nossos telescópios, piscando e perdendo massa.

Descobriram que estas estrelas não perdem massa na fase final da sua vida, como acontece com muitas outras estrelas. Em vez disso, passam por discretos e poderosos episódios de pulsação. Este comportamento incomum ejeta estruturas de gás semelhantes a conchas. Com base nos modelos, foi demonstrado que uma única estrela supermassiva pode criar tanto as assinaturas espectrais como a camada compacta de gás observadas nos "Pequenos Pontos Vermelhos". 

O material ejetado é principalmente hidrogênio e hélio, mas também contém nitrogênio. As observações dos "Pequenos Pontos Vermelhos" começam a revelar espectros semelhantes, ricos em nitrogênio, o que constitui mais uma evidência a favor da teoria das estrelas gigantes. Após a sua última ejeção, estas estrelas continuam evoluindo até sofrerem um colapso direto, formando a semente de um buraco negro supermassivo. 

O próximo objetivo da equipe é transformar estas propriedades em previsões completas para os espectros detalhados dos "Pequenos Pontos Vermelhos", para que as observações do James Webb possam testar diretamente a sua teoria.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberta a evidência que estrela Betelgeuse possui uma companheira

Finalmente, os astrônomos obtiveram provas concretas de que Betelgeuse, uma das estrelas mais famosas do céu noturno, não está sozinha.

© ESO / VLT (Betelgeuse e sua companheira)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), uma equipe liderada pelo pesquisador francês Miguel Montargès obteve a imagem mais nítida de sempre do que é provavelmente Betelgeuse B, a estrela companheira de Betelgeuse.

Betelgeuse, uma estrela avermelhada da constelação de Órion, facilmente visível a olho nu e conhecida pelas suas variações de brilho, é observada há milênios. Os astrônomos andam à procura da potencial companheira de Betelgeuse, inicialmente proposta para explicar as variações de brilho de Betelgeuse, há cerca de um século, mas sem sucesso até agora.

Dois estudos publicados em 2024 previam de forma robusta que, em Dezembro desse mesmo ano, a companheira estaria o mais afastada possível de Betelgeuse e, por isso, seria mais fácil de detectar. Os pesquisadores puseram mãos à obra, observando a estrela com o VLT do ESO em Dezembro de 2024 e dedicando vários meses ao processamento dos dados. 

A sensibilidade do VLT poderia não ser suficiente para detectar Betelgeuse B. No entanto, como esta companheira tem mais massa do que o previsto, foi possível vê-la! Inicialmente pensava-se que Betelgeuse B tinha aproximadamente a mesma massa que o Sol, contudo as novas observações revelaram que esta estrela tem, na verdade, cerca de duas a três vezes a massa solar. 

A imagem de Betelgeuse B foi captada diretamente, o que significa que foi detectada a luz da própria estrela, com o instrumento SPHERE montado no VLT, no deserto chileno do Atacama. Embora já houvesse indícios da existência desta estrela companheira, incluindo uma possível detecção direta com o telescópio Gemini North, no Havaí, EUA, esta é a prova mais forte e a imagem mais nítida obtida de Betelgeuse B até à data.

"Para termos a certeza absoluta de que esta companheira existe realmente, ainda temos de a observar dentro de um ano, quando se encontrar do outro lado da estrela, contudo já não há praticamente margem para dúvidas", disse Montargès.

Há alguns anos, Betelgeuse foi alvo da atenção tanto de astrônomos como do público em geral quando começou a escurecer visivelmente. Sendo uma estrela supergigante evoluída, espera-se que Betelgeuse termine a sua vida sob a forma de uma explosão de supernova, e o seu escurecimento levou algumas pessoas a especular que a estrela poderia estar prestes a explodir. Nessa ocasião, um grupo de astrônomos liderado por Montargès estudou a estrela com o VLT do ESO e descobriu que, na realidade, Betelgeuse se encontrava obscurecida devido a uma nuvem de poeira.

A potencial detecção de Betelgeuse B levará os astrônomos a investigar de que forma a companheira poderá afetar a explosão de supernova esperada de Betelgeuse.

Este trabalho foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Remanescentes de supernova podem estar associados a estrelas irmãs

Um novo estudo acerca de dois remanescentes de supernova, os detritos que ficam para trás após a explosão das estrelas, sugere que as explosões tiveram origem em estrelas irmãs que outrora se orbitavam uma à outra.

© NASA (IC 443 & G189.6+3.3)

A detonação da primeira estrela lançou a sua companheira binária a grande velocidade pelo espaço e, depois de viajar durante milhares de anos, a estrela sobrevivente também explodiu.

O conhecido remanescente de supernova IC 443 (à direita) tem um vizinho mais antigo e menos brilhante (aqui representado em azul-esverdeado e magenta) chamado G189.6+3.3. Um filamento de gás entre eles, brilhando no visível e ultravioleta (arco violeta no centro), traça a onda de choque da vizinha e mostra que ambos os remanescentes estão interagindo com a mesma nuvem molecular, representada em vermelho, laranja e castanho para os dados de infravermelho e rádio, e em amarelo para a luz visível. O azul-esverdeado mostra os raios X provenientes do remanescente mais tênue, enquanto o magenta mostra os raios gama com energias superiores a 10 bilhões elétrons-volt; a título de comparação, a luz visível tem energias entre cerca de 2 e 3 elétrons-volt. Nesta imagem, a luz altamente energética proveniente de IC 443, muito mais brilhante, foi removida para maior clareza. A emissão de raios gama perto do filamento resulta de prótons acelerados na onda de choque da supernova à medida que esta se expande para dentro da nuvem.

Utilizando 16 anos de dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA, a nossa análise revelou raios gama associados a um remanescente de supernova que estava oculto pelo brilho da sua vizinha, a Nebulosa da Medusa, um dos remanescentes de supernova emissores de raios gama mais brilhantes que se conhecem.

O estudo centrou-se no tênue remanescente de supernova G189.6+3.3, que é visível principalmente em raios X. Este é ofuscado pela sua vizinha mais brilhante e mais conhecida, a Nebulosa da Medusa (IC 443). Os dois remanescentes estelares, ambos localizados na direção da constelação de Gêmeos, parecem sobrepor-se parcialmente quando observados em raios X. Evidências recentes em raios X sugerem que o plasma quente, provavelmente associado a G189.6+3.3, pode estender-se por toda a região, o que indica que a sobreposição pode ser quase total.

Uma estrela massiva explode quando o seu núcleo produtor de energia fica sem combustível e entra em colapso sob o seu próprio peso, desencadeando uma explosão que destrói a estrela. A onda de choque da explosão envolve uma nuvem quente de detritos que se expande rapidamente para o espaço. Até agora, os astrônomos catalogaram cerca de 300 remanescentes de supernova na nossa Galáxia.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora o cosmos em constante mudança para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Há mais de uma década, observações do LAT (Large Area Telescope) do Fermi revelaram que as ondas de choque dos remanescentes de supernova aceleravam partículas até uma fração da velocidade da luz, um processo proposto pela primeira vez pelo físico Enrico Fermi em 1949.

Estas partículas velozes, denominadas raios cósmicos, interagem com o gás interestelar para produzir raios gama, a mais energética forma de luz. Os prótons constituem 99% das partículas dos raios cósmicos. Para provar que os prótons acelerados são responsáveis pelo brilho, os astrônomos procuram uma característica específica dos raios gama. Quando os prótons dos raios cósmicos colidem com o gás interestelar, produzem uma partícula de curta vida chamada píon neutro, que decai quase imediatamente num par de raios gama. Esta emissão ocorre dentro de uma faixa específica de energias associada à massa do píon neutro e situa-se dentro do intervalo detectado pelo instrumento LAT do Fermi.

Em 2013, as observações do Fermi provaram que a Nebulosa da Medusa, que está interagindo com parte de uma nuvem brilhante de gás hidrogênio conhecida como Sharpless 249, produzia raios gama através deste mecanismo. A sua vizinha, G189.6+3.3, foi descoberta em 1994 no âmbito de um levantamento de raios X realizado pela missão ROSAT (ROentgen SATellite).

Um filamento brilhante de gás situa-se entre os remanescentes sobrepostos. Novas observações desta característica revelam que a onda de choque proveniente de G189.6+3.3 colidiu com o gás interestelar denso presente nesse local e abrandou drasticamente, o que constitui uma evidência fundamental de que ambos os remanescentes estão interagindo com o mesmo sistema de nuvens.

A equipe conclui que os remanescentes se encontram a cerca de 6.000 anos-luz de distância, que os seus centros de explosão estão separados por cerca de 40 anos-luz, projetados no plano do céu, e que as estrelas originais podem ter tido 20 ou mais vezes a massa do Sol. As estimativas da idade destes remanescentes variam consideravelmente, a Nebulosa da Medusa tem entre 8.000 e 9.000 anos, enquanto G189.6+3.3 tem entre 20.000 e 110.000 anos. Isto significa que o intervalo entre as explosões pode ter-se prolongado por até 100.000 anos.

Além disso, foi estimado que a probabilidade de encontrar aleatoriamente esta combinação de alinhamento espacial observado e distâncias compatíveis é inferior a 1%, o que reforça fortemente a hipótese de uma associação física. 

Um artigo que descreve os resultados será publicado numa futura edição da revista Nature Communications.

Fonte: NASA

Exoplaneta com elevada concentração de lítio

Astrônomos da Universidade de Michigan, demonstraram que TOI-5882, uma estrela semelhante ao Sol, localizada a cerca de 1.300 anos-luz de distância, provavelmente engoliu um dos seus planetas.

© STScI (ilustração de uma estrela engolindo um planeta)

Embora uma estrela possa parecer o perfeito incinerador para destruir evidências, foi encontrado ainda assim pistas reveladoras na composição química de TOI-5882, especificamente na sua concentração incomumente elevada de lítio.

O processo quando uma estrela consome um planeta, denominado engolfamento, é incrivelmente rápido, demorando semanas ou até dias. Isso significa que os astrônomos não podem contar com a observação de um evento de engolfamento quando ocorre, razão pela qual é importante desenvolver métodos que ajudem os pesquisadores a estudar esses eventos após terem ocorrido.

O engolfamento planetário é um fenômeno comum. Por exemplo, daqui a cerca de 5 bilhões de anos, o nosso Sol entrará nas fases finais da sua vida e transformar-se-á numa gigante vermelha. À medida que incha, irá engolir Mercúrio, Vênus e talvez a Terra. Mas TOI-5882 ainda não inchou ao ponto de a sua expansão ser uma explicação provável para ter engolido um planeta. No entanto, a equipe avançou com uma alternativa intrigante: a estrela pode ter tido um cúmplice. Também em órbita de TOI-5882 está uma bola gigante de gás com mais de 20 vezes a massa de Júpiter, mas ainda não suficientemente grande para se transformar numa estrela. Este objeto, denominado anã marrom, pode ter ajudado a direcionar o planeta engolido para TOI-5882, mas testar essa teoria será objeto de um estudo separado. 

O lítio é uma poderosa evidência forense porque, embora as estrelas o possuam naturalmente em pequenas quantidades, os planetas apresentam uma concentração muito mais elevada deste elemento. Com base na quantidade de lítio que os pesquisadores observaram, suspeitam que o planeta que TOI-5882 engoliu tinha uma massa cerca do dobro da Terra e a de Netuno.

Uma técnica conhecida como espectroscopia permitiu à equipe analisar a luz proveniente de TOI-5882 em busca de sinais de lítio. A partir dos espectros da estrela, os pesquisadores conseguiram determinar que esta apresentava um elevado teor de lítio, mas tiveram depois de provar que esse teor era anormalmente elevado. Por isso, reuniram um conjunto de 62 estrelas de controle comparáveis em vários critérios, incluindo a idade, a massa e a temperatura.

Curiosamente, algumas das outras estrelas da amostra de controle também apresentaram elevadas concentrações de lítio, sugerindo que poderão existir outros mecanismos de enriquecimento em ação que os pesquisadores poderão explorar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Michigan

Detectadas variações de temperatura em exoplaneta

Astrônomos revelaram diferenças distintas nas condições atmosféricas entre as zonas de transição matinal e noturna do planeta gasoso ultraquente WASP-121 b.

© MPIA (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Esta descoberta só foi possível graças à sensibilidade inigualável do telescópio espacial James Webb. A descoberta corresponde a uma assimetria na absorção da luz infravermelha recebida da estrela hospedeira, que é parcialmente filtrada pela atmosfera do planeta durante o seu trânsito.

Os pesquisadores interpretam isto como o resultado de temperaturas e composições químicas não uniformes na atmosfera do exoplaneta. Os dados indicam que o terminador noturno absorve mais luz do que o lado diurno, consistente com a imagem geralmente aceita de ventos fortes que transportam calor intenso do lado diurno para o noturno. Os ventos quentes seguem a rotação do planeta para leste, o que aquece a zona noturna. Com o aumento das temperaturas, esta região está destinada a expandir-se, aumentando a secção transversal do planeta e permitindo-lhe absorver a radiação estelar de forma mais eficiente.

Para além de uma ligeira redução geral no brilho no final do trânsito, os dados obtidos pelo instrumento NIRSpec (Near-infrared spectrograph) do Webb revelam também um aumento no sinal de monóxido de carbono (CO). No entanto, isto parece ser um efeito da temperatura, não relacionado com um aumento nas moléculas de monóxido de carbono. Em contraste, a quantidade de água (H₂O) na atmosfera parece diminuir, ou seja, devido a uma diminuição real das moléculas de água.

As temperaturas na atmosfera superior são suficientemente elevadas para decompor as moléculas de água nos seus constituintes. Este resultado corrobora, mais uma vez, a existência de ventos quentes que aquecem a região do terminador noturno. Para detectar estas variações minúsculas, os astrônomos aproveitaram um comportamento peculiar dos planetas gasosos e quentes. A proximidade das suas estrelas hospedeiras sincroniza lentamente a sua rotação e o seu movimento orbital através das forças de maré, de tal forma que, eventualmente, uma rotação demora tanto tempo quanto uma revolução. Por fim, estes planetas apresentam dois hemisférios distintos: um lado quente constantemente voltado para a estrela e um lado oposto, mais escuro e mais frio.

O exoplaneta WASP-121 b é particularmente extremo, com temperaturas médias no hemisfério diurno em torno de 2.500º C, enquanto as do hemisfério noturno se aproximam dos 725º C. 

Para além de registrar a variação da luminosidade medida ao longo do tempo, os espectrógrafos decompõem a luz em componentes menores, tal como um prisma produz uma distribuição de cores semelhante a um arco-íris. Uma vez que os gases atmosféricos absorvem a luz em cores ou comprimentos de onda distintos, uma análise detalhada revela a sua composição química. Assim, a variação ao longo da direção de rotação traduz-se numa alteração dependente do tempo do sinal filtrado. No caso de WASP-121 b, o ângulo de rotação durante um trânsito completo ascende a cerca de 30 graus, o que é suficiente para sondar os terminadores do amanhecer e do anoitecer com alta precisão em longitude. 

Para verificar as temperaturas medidas que causariam a expansão local, os astrônomos executaram modelos que simulavam a distribuição do calor nas camadas superiores de um planeta gasoso, considerando as propriedades e a configuração do planeta e da sua estrela hospedeira. Embora estes modelos atmosféricos tenham confirmado o efeito assimétrico causado pelas variações espaciais de temperatura, os dados revelaram uma amplitude de sinal maior do que a prevista pelos modelos.

Estudos anteriores indicaram que podem existir nuvens, embora compostas não por gotículas de água, mas por minerais como silicatos. As nuvens podem proteger eficazmente a luz infravermelha emitida pelas camadas gasosas quentes subjacentes, simulando temperaturas mais baixas. É sabido que simular a física das nuvens, da condensação e da evaporação num ambiente dinâmico é difícil. Por conseguinte, os modelos físicos normalmente aplicados às atmosferas de exoplanetas, como o utilizado neste estudo, não têm em conta as nuvens, o que pode levar a resultados irrealistas.

Após ajustar a simulação para aproximar melhor o efeito das nuvens na radiação infravermelha proveniente de camadas mais profundas, os resultados revelaram-se mais consistentes com as observações. No entanto, apenas modelos mais sofisticados serão capazes de confirmar com segurança a presença de nuvens. As atualizações do modelo também irão melhorar futuras investigações que utilizem este método.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Celebrando o nascimento de novas estrelas

Imagine por um momento que está recostado observando as nuvens vermelhas alaranjadas desta fotografia. Que formas consegue distinguir?

© ESO / VST (Gum 10 & Gum 11)

Estas estruturas que nos estimulam pareidolia tratam-se de Gum 10 e Gum 11, um par de nebulosas, ou seja, aglomerados de gás e poeira no espaço interestelar.

Visíveis principalmente a partir do hemisfério sul, estas nebulosas fazem parte de um complexo maior, no qual estão se formando estrelas. Gum 10 é a nuvem mais brilhante, que ocupa a maior parte da imagem, enquanto Gum 11 é a nuvem mais tênue que vemos embaixo à esquerda.

O brilho intenso deve-se à interação entre o hidrogênio e as estrelas quentes e massivas que se aninham no seio de cada nebulosa. As estrelas emitem luz ultravioleta com energia suficiente para arrancar elétrons dos átomos, dando origem a íons. Estes elétrons acabam por se recombinar com os íons de hidrogênio, o que provoca a emissão de luz visível, neste tom vermelho específico que vemos na imagem. As zonas pretas na nebulosa provêm da poeira que bloqueia a luz emitida pelas estrelas que se encontram por trás dela.

Esta imagem foi captada pelo VLT Survey Telescope (VST), que celebrou, no dia 8 de junho, o 15º aniversário da sua primeira luz!

Fonte: ESO

Identificados os exoplanetas com maior período orbital

Uma colaboração internacional de astrônomos liderada pela ULL (Universidade de La Laguna) e pelo IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) identificou dois planetas intrigantes, gigantescos, mas de baixa densidade, que orbitam a estrela HD 114082.

© IAC (ilustração do sistema planetário HD 114082)

Esta estrela tem apenas 15 milhões de anos, ou seja, é muito mais jovem do que o Sol (com 4,6 bilhões de anos), gira 15 vezes mais depressa, tem 28% mais massa e é cerca de mil graus mais quente e quase quatro vezes mais luminosa. Os seus planetas recebem cerca de 200 vezes mais luz e calor do que Júpiter.

O estudo, que envolveu a separação do fraco sinal planetário do sinal estelar, oferece pistas acerca da formação dos exoplanetas e ajuda a contextualizar o Sistema Solar. Foram identificados dois exoplanetas gigantes. Destacam-se entre os mais jovens detectados por passarem à frente da sua estrela, pois demoram mais tempo para completar uma órbita. O planeta interior, 20% mais próximo da sua estrela do que a Terra do Sol, tem o tamanho de Júpiter. O planeta exterior encontra-se à mesma distância orbital que a Terra e tem um raio 36% maior do que o de Júpiter e uma densidade média mais de 7,5 vezes inferior à da água, pelo que flutuaria. Os planetas movem-se em órbitas quase circulares no mesmo plano e podem estar em ressonância.

A partir das observações, foram geradas curvas de luz estelar (intensidade em função do tempo). Estas mostram quatro diminuições não consecutivas do planeta interior HD 114082 b. Cada diminuição de brilho, ou trânsito, deve-se ao fato de o planeta passar à frente da estrela, bloqueando uma pequena fração da sua luz do ponto de vista do Sistema Solar.

Estes dados permitiram determinar o seu período orbital com uma precisão de minutos: 225 dias, 13 horas e 12 minutos (incerteza de 34,56 segundos). O período do planeta exterior, HD 114082 c, 314 dias (margem de erro de 9%), foi estimado a partir de um único trânsito confirmado por dois instrumentos e medições suplementares. A atração gravitacional entre os dois planetas manifesta-se através de um efeito de "jogo da corda", que atrasa ou antecipa o trânsito do planeta companheiro; este efeito, tanto mais pronunciado quanto mais próximos de uma ressonância estes gigantes estiverem, pode ser medido mesmo que as suas massas sejam pequenas.

Como e onde é que se formaram estes planetas?

Estes gigantes formaram-se no disco protoplanetário, rico em gás e poeira, em torno da estrela. Inicialmente, acumularam material até formarem um núcleo sólido. Quando atingiram uma determinada massa, iniciou-se um descontrolado processo de acreção de gás e o calor interno provocou a expansão do seu invólucro. A teoria sugere que dois planetas nascidos muito próximos um do outro tendem a atingir massas semelhantes. A massa medida do planeta exterior é, no máximo, 24% da de Júpiter, ou seja, 4,4 vezes a massa de Netuno.

Estes gigantes devem ter influenciado as órbitas dos asteroides e cometas remanescentes da formação planetária mais próximos da estrela, organizando-os num cinturão que se encontra no mesmo plano que as órbitas dos planetas.

As descobertas obtidas colocam este sistema planetário em torno de HD 114082 no centro das atenções da comunidade exoplanetária. Nos próximos anos, observações de acompanhamento com instalações como as utilizadas neste trabalho e outras, tais como o telescópio espacial James Webb, permitirão caracterizar este sistema único com maior detalhe, desde a determinação precisa das massas dos planetas até à descoberta da composição química das suas atmosferas e outros mistérios ainda por resolver.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

A fonte de energia das supernovas superluminosas

Uma equipe internacional que estuda dados do telescópio espacial de raios gama Fermi concluiu que a missão detectou a supernova SN 2017egm rara e incomumente luminosa.

© SDSS (supernova SN 2017egm)

A supernova superluminosa SN 2017egm foi descoberta pela missão Gaia da ESA no dia 23 de maio de 2017. Explodiu numa enorme galáxia espiral barrada conhecida como NGC 3191, mostrada à esquerda antes da explosão. A imagem à direita, captada a 1 de julho de 2017, mostra a supernova brilhando mais do que toda a galáxia.

Os pesquisadores afirmam que a supernova SN 2017egm provavelmente obteve a sua energia de uma estrela de nêutrons muito magnetizada, nascida do colapso estelar que desencadeou a explosão.

A missão Fermi faz parte da frota de observatórios da NASA que monitora as mudanças no cosmos para ajudar a humanidade a compreender melhor como o Universo funciona. Durante quase 20 anos, os astrônomos têm procurado nos dados do Fermi sinais de raios gama provenientes de milhares de supernovas e, embora tenham sido relatadas algumas pistas intrigantes, nenhuma era definitiva até agora.

As supernovas de colapso do núcleo ocorrem quando o centro produtor de energia de uma estrela com uma massa muitas vezes superior à do nosso Sol fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode. Durante o colapso, pode formar-se uma estrela de nêutrons do tamanho de uma cidade ou um buraco negro ainda menor. Uma onda de choque expulsa o resto da estrela, que se expande rapidamente como uma nuvem quente e densa de gás ionizado.

Nas últimas duas décadas, foram identificadas cerca de 400 excepcionais supernovas de colapso do núcleo. Cada um destes eventos, denominados supernovas superluminosas, produziu 10 ou mais vezes a quantidade de luz visível normalmente observada. Em 2024, um estudo observou que o LAT (Large Area Telescope) do Fermi pode ter detectado raios gama, a forma mais energética de luz, provenientes de uma supernova superluminosa que ocorreu anos antes.

Denominada SN 2017egm, esta explosão superpotente ocorreu na galáxia NGC 3191, localizada a cerca de 440 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação da Ursa Maior. Mesmo a esta distância, a explosão continua sendo uma das mais próximas do seu tipo.

Os pesquisadores procuraram raios gama provenientes das seis supernovas superluminosas mais próximas observadas durante os primeiros 16 anos da missão do Fermi, e apenas SN 2017egm apresenta indícios de raios gama, confirmando sugestões anteriores de que algumas supernovas podem ser tão luminosas em raios gama como o são no visível.

Os teóricos têm debatido as possíveis fontes de energia que conferem a estas explosões a sua força adicional. No topo da lista está a formação de um magnetar, um tipo de estrela de nêutrons com os campos magnéticos mais intensos que se conhecem, até 1.000 vezes a intensidade das estrelas de nêutrons típicas. É 10 trilhões de vezes mais forte do que um típico ímã que se coloca num frigorífico.

A equipe realizou uma análise mais aprofundada das características ópticas e de raios gama observadas na supernova para comparar a capacidade de diferentes modelos teóricos em reproduzi-las. Um modelo desenvolvido rastreou a forma como a luz e as partículas produzidas por um magnetar recém-formado se deslocariam para o exterior e interagiriam com os detritos em expansão da supernova.

Os cientistas esperam que um magnetar recém-formado gire algumas centenas de vezes por segundo. Esta rotação rápida produz um forte fluxo de elétrons e pósitron, as suas contrapartes de antimatéria, que forma uma vasta nuvem de partículas energéticas. Dentro desta nuvem, denominada nebulosa de vento de magnetar, várias interações alimentam a produção e a absorção de raios gama. Por exemplo, um elétron e um pósitron podem aniquilar-se, formando um par de fótons de raios gama, ou dois raios gama podem colidir e produzir as partículas.

Desta e de outras formas, os raios gama interagem com os detritos da supernova. Incapazes de escapar diretamente, são reprocessados, convertidos em luz visível de menor energia, o que confere à supernova um aumento adicional de luminosidade. 

Os pesquisadores sugerem que processos adicionais provavelmente desempenharam papéis importantes durante o longo desvanecimento de SN 2017egm. Estes incluem detritos caindo de volta sobre o magnetar e interações entre a onda de choque e a matéria ejetada pela estrela nos séculos anteriores ao seu colapso.

A equipe também analisou a capacidade de uma nova instalação terrestre de detecção de raios gama, o CTAO (Cherenkov Telescope Array Observatory), para detectar eventos como SN 2017egm. Segundo eles, com cerca de 50 horas de tempo de observação, seria possível detectar uma supernova semelhante a uma distância de cerca de 500 milhões de anos-luz.

A compreensão de fenômenos como SN 2017egm irá melhorar graças à cooperação entre essas instalações e a frota de observatórios espaciais da NASA que monitoram mudanças rápidas no Universo. O mecanismo do motor central do magnetar baseia-se em muitos avanços observacionais e teóricos sobre magnetares ao longo dos últimos 20 anos. A observação de raios gama provenientes de supernovas irá proporcionar uma nova forma de explorar o seu funcionamento interno.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

O cometa C/2025 R3 PanSTARRS antes da estrela Rigel

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

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

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

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

Fonte: NASA

A variação de rotação das estrelas antes de morrerem

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

© L. McNeill (regiões internas de estrela massiva)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Kyoto University

Desvendando o mistério da massa das jovens estrelas de Órion

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A idade de uma anã marrom através de minúsculas pulsações estelares

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: W. M. Keck Observatory

A maioria dos pares de estrelas nascem como gêmeas cósmicas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

A linha divisória entre planetas e estrelas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA