A ligação da composição dos exoplanetas e de suas estrelas hospedeiras

Os astrônomos descobriram que um planeta gigante, WASP-189b, reflete a composição da sua estrela hospedeira, fornecendo a primeira evidência direta de um conceito fundamental da astrobiologia.

© NOIRLab (ilustração de Júpiter ultraquente orbitando estrela)

Esta descoberta foi alcançada através da primeira medição simultânea de magnésio e silício gasosos na atmosfera de um planeta. A equipe utilizou o telescópio Gemini South, metade do Observatório Internacional Gemini.

A quase 320 anos-luz de distância, na direção da constelação de Balança, encontra-se WASP-189b, um exoplaneta classificado como Júpiter ultraquente. Os Júpiteres ultraquentes têm temperaturas suficientemente elevadas para vaporizar elementos formadores de rochas, como o magnésio (Mg), o silício (Si) e o ferro (Fe), oferecendo uma oportunidade rara de observar estes elementos através da espectroscopia, ou seja, a técnica de decompor a luz nos seus comprimentos de onda componentes para identificar a presença de substâncias químicas.

Os astrônomos observaram o exoplaneta WASP-189b utilizando o instrumento IGRINS (Immersion GRating INfrared Spectrograph) quando este esteve temporariamente montado no telescópio Gemini South, no Chile. Este poderoso instrumento permitiu-lhes medir simultaneamente o conteúdo de magnésio e silício na atmosfera do exoplaneta. Esta é a primeira vez que tal medição é realizada, e os dados revelam que WASP-189b partilha a mesma proporção de magnésio para silício que a sua estrela hospedeira. Esta descoberta fornece a primeira evidência observacional de uma hipótese amplamente aceita acerca da formação de planetas e abre um novo caminho para compreender como os exoplanetas se formam e evoluem.

Pensa-se que planetas gigantes e quentes como WASP-189b tenham uma camada exterior de gás cuja composição química é influenciada pelo disco de material no qual se formaram, conhecido como discos protoplanetários. E os pesquisadores assumem que a proporção de elementos formadores de rochas num disco protoplanetário corresponde à da estrela hospedeira, uma vez que ambos nasceram da mesma nuvem primordial de material.

Esta ligação química inferida entre uma estrela e os planetas que se formam à sua volta é frequentemente utilizada para modelar a composição de exoplanetas rochosos. Esta ligação baseava-se anteriormente em medições realizadas no nosso Sistema Solar e, até agora, não tinha sido observada diretamente em planetas em outros locais.

O WASP-189b proporciona-nos um ponto de referência observacional para a nossa compreensão da formação de planetas terrestres, uma vez que oferece uma quantidade mensurável que valida a suposta semelhança entre a composição estelar e a proporção de material rochoso em torno das estrelas hospedeiras utilizado para formar planetas.

Esta suposição não só é útil para compreender a formação de planetas, como também é fundamental para o campo da astrobiologia, que inclui o estudo de ambientes habitáveis no Sistema Solar. Ao medir a composição química de uma estrela, os cientistas podem inferir a abundância de elementos formadores de rochas nos exoplanetas da estrela, o que pode determinar as condições geoquímicas que tornam um planeta habitável. Por exemplo, os elementos formadores de rochas na Terra são, em parte, responsáveis pelo nosso campo magnético protetor, pela tectônica de placas e pela liberação de substâncias químicas essenciais à vida na nossa atmosfera, oceanos e solo.

À medida que o campo dos exoplanetas se volta para a caracterização de planetas terrestres e procura elucidar as condições habitáveis de mundos rochosos, as evidências empíricas que validam a relação entre as composições estelares e planetárias representam um fundamental passo em frente. E o nível de resolução espectral necessário para este tipo de estudos está atualmente disponível apenas em telescópios terrestres.

Novas observações de alta resolução em múltiplos comprimentos de onda, para estudar atmosferas de exoplanetas como a de WASP-189b, vão ajudar a revelar o inventário químico mais abrangente que existe em mundos distantes. Tais estudos permitirão uma compreensão mais profunda das condições que regem as origens, a evolução e a potencial habitabilidade dos planetas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Gemini Observatory

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

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

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

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

Observando uma estrela se transformando num buraco negro

Os astrônomos observaram uma estrela moribunda que se transformou num buraco negro.

© Caltech (animação de estrela que colapsou formando um buraco negro)

Esta observação notável é o registo observacional mais completo alguma vez feito da transformação de uma estrela num buraco negro, permitindo aos astrônomos construir uma abrangente imagem física do processo. 

Combinando observações recentes da estrela com mais de uma década de dados de arquivo, os astrônomos confirmaram e refinaram modelos teóricos de como estrelas tão massivas se transformam em buracos negros. A equipe descobriu que a estrela não explodiu como uma supernova no final da sua vida; em vez disso, o núcleo da estrela colapsou num buraco negro, expulsando lentamente as suas camadas exteriores turbulentas no processo. A descoberta ajudará a explicar porque é que algumas estrelas massivas se transformam em buracos negros quando morrem, enquanto outras não.

A estrela agora extinta, chamada M31-2014-DS1, está localizada a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância da Terra, na vizinha galáxia de Andrômeda. Os pesquisadores analisaram as medições da estrela efetuadas pelo projeto NEOWISE da NASA e por outros telescópios terrestres e espaciais durante um período que vai de 2005 a 2023. Descobriram que a luz infravermelha de M31-2014-DS1 começou a aumentar de brilho em 2014. Depois, em 2016, a estrela caiu rapidamente muito abaixo da sua luminosidade original em apenas um ano. Observações em 2022 e 2023 mostraram que a estrela desapareceu essencialmente no visível e no infravermelho próximo, tornando-se 10.000 vezes menos brilhante nestes comprimentos de onda. O seu remanescente é agora apenas detectável no infravermelho médio, onde brilha com apenas um-décimo do brilho anterior.

Comparando estas observações com previsões teóricas, os pesquisadores concluíram que o dramático desvanecimento da estrela para uma fração tão pequena do seu brilho total original constitui uma forte evidência de que o seu núcleo colapsou e se tornou um buraco negro. As estrelas fundem hidrogênio em hélio nos seus núcleos, e esse processo gera uma pressão externa para equilibrar a incessante atração interna da gravidade. Quando uma estrela massiva, cerca de 10 ou mais vezes mais massiva do que o nosso Sol, começa a ficar sem combustível, o equilíbrio entre as forças internas e externas é perturbado. A gravidade começa a colapsar a estrela, e o seu núcleo sucumbe primeiro para formar uma densa estrela de nêutrons no centro. Muitas vezes, a emissão de neutrinos neste processo gera uma poderosa onda de choque que é suficientemente explosiva para rasgar a maior parte do núcleo e das camadas exteriores numa supernova. No entanto, se a onda de choque de neutrinos não conseguir empurrar o material estelar para fora, a teoria há muito que sugere que a maior parte do material estelar cairia de novo na estrela de nêutrons, formando um buraco negro.

As observações e análises de M31-2014-DS1 permitiram à equipe reinterpretar as observações de uma estrela semelhante, NGC 6946-BH1. Isto levou a um importante avanço na compreensão do que aconteceu às camadas exteriores que envolveram a estrela depois desta não ter conseguido entrar em supernova e ter colapsado num buraco negro, devido à convecção.

A convecção é um subproduto das grandes diferenças de temperatura no interior da estrela. O material perto do centro da estrela é extremamente quente, enquanto as regiões exteriores são muito mais frias. Esta diferença faz com que os gases no interior da estrela se desloquem das regiões mais quentes para as mais frias. Quando o núcleo da estrela entra em colapso, o gás nas suas camadas exteriores continua a mover-se rapidamente devido a esta convecção.

O gás em movimento em torno deste buraco negro recém-formado continua na sua órbita caótica, mesmo quando é lentamente puxado para dentro. Assim, a lenta queda gerada pela convecção impede que a estrela inteira colapse diretamente no buraco negro recém-nascido. Em vez disso, os pesquisadores propõem que, mesmo depois do núcleo implodir, uma parte do material cai lentamente ao longo de muitas décadas. Apenas cerca de um por cento do gás do invólucro estelar original cai no buraco negro, alimentando a luz que dele emana atualmente. 

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: California Institute of Technology

Sistema de anéis gigantes em torno de objeto subestelar

Uma equipe científica internacional, envolvendo a ULL (Universidade de La Laguna) e o IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias), identificou a causa de um escurecimento incomumente longo de uma estrela distante.

© IAC (ilustração de eclipse de uma estrela devido a uma anã marrom)

O fenômeno é explicado pela passagem de um objeto subestelar com um sistema de anéis gigantes em frente da estrela hospedeira.

A estrela, denominada ASASSN-24fw, situa-se na direção da constelação do Unicórnio, a cerca de 3.000 anos-luz da Terra. A estrela diminuiu de brilho de forma constante durante mais de nove meses, entre finais de 2024 e meados de 2025, ficando cerca de 97% escura, antes de regressar ao seu brilho normal. Estes eventos de eclipse estelar são extremamente raros. A maior parte deles dura apenas alguns dias ou semanas, mas este escurecimento continuou durante quase 200 dias, o que o torna um dos mais longos alguma vez observados.

ASASSN-24fw é cerca de 50% mais massiva do que o nosso Sol e cerca de duas vezes maior. Sabe-se que a estrela propriamente dita é estável e não está sujeita a mudanças súbitas. Isto exclui a possibilidade de a atividade estelar interna ser a causa do estranho escurecimento. Em vez disso, uma análise detalhada de várias observações, recentemente publicada, sustenta que foi causado por um grande objeto companheiro que se moveu através da nossa linha de visão da estrela, bloqueando a sua luz durante um período significativamente longo.

Este evento chamou a atenção dos astrônomos que monitoraram a estrela e recolheram dados adicionais para a caracterizar e para modelar o longo trânsito, revelando alguns tesouros guardados na envolvente estrela. Vários modelos mostram que a explicação mais provável para o escurecimento é uma anã marrom, um objeto mais massivo que um planeta, mas mais leve que uma estrela, rodeada por um vasto e denso sistema de anéis.

O escurecimento começou gradualmente porque as partes exteriores dos anéis são finas, e só se tornou óbvio quando as regiões mais densas passaram em frente da estrela. A análise dos estudos fotométricos e espectroscópicos do evento sugere que o objeto companheiro tem uma massa mais de três vezes superior à de Júpiter. O seu sistema de anéis é notavelmente grande, estendendo-se a cerca de 0,17 unidades astronômicas, comparável a metade da distância entre o Sol e Mercúrio. 

A análise mostra também que ASASSN-24fw tem um ambiente circunstelar (possivelmente restos de colisões planetárias passadas ou em curso) muito próximo de si, o que é incomum para uma estrela da sua idade. 

Esta descoberta constitui uma oportunidade importante para compreender melhor as companheiras subestelares, como as anãs marrons, os sistemas de anéis massivos e a maneira como essas estruturas se formam e evoluem em torno das estrelas. 

Um artigo foi aceito para publicação no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Nebulosa Planetária Aranha Vermelha

Esta nova imagem do telescópio espacial James Webb apresenta uma criatura cósmica misteriosa chamada NGC 6537, a Nebulosa da Aranha Vermelha.

© JWST (NGC 6537)

A estrela central da nebulosa está escondida por uma nuvem irregular de poeira rosada. Uma forte luz vermelha irradia dessa área, iluminando a poeira próxima. Dois grandes laços estendem-se diagonalmente a partir do centro, formados por finas cristas de gás molecular, aqui coloridas de azul. Eles se estendem até os cantos da imagem. Um grande número de estrelas brilhantes e esbranquiçadas cobre o fundo, também facilmente visíveis através das finas camadas de poeira.

Usando sua câmera de infravermelho próximo (NIRCam), o Webb revelou detalhes nunca antes vistos nesta nebulosa planetária pitoresca com um rico pano de fundo de milhares de estrelas. Nebulosas planetárias como a Nebulosa da Aranha Vermelha se formam quando estrelas comuns, como o Sol, chegam ao fim de suas vidas. Depois de se expandirem e se tornarem gigantes vermelhas frias, essas estrelas expelem suas camadas externas, lançando-as no espaço e expondo seus núcleos incandescentes. A luz ultravioleta da estrela central ioniza o material expelido, fazendo-o brilhar.

A fase de nebulosa planetária na vida de uma estrela é tão fugaz quanto bela, durando apenas algumas dezenas de milhares de anos. A estrela central da Nebulosa da Aranha Vermelha é visível nesta imagem, brilhando um pouco mais intensamente do que as teias de gás e poeira que a circundam. A natureza surpreendente da estrela central, extremamente quente e luminosa, da nebulosa foi revelada pela NIRCam do Webb.

Em imagens de comprimento de onda óptico, como as do telescópio espacial Hubble, a estrela aparece fraca e azul. Mas nas imagens da NIRCam, ela aparece vermelha: graças à sua sensibilidade no infravermelho próximo, o Webb revelou uma camada de poeira quente envolvendo a estrela central. Essa poeira quente provavelmente orbita a estrela central, formando uma estrutura em disco.

Embora apenas uma única estrela seja visível no centro da Nebulosa da Aranha Vermelha, uma estrela companheira oculta pode estar presente ali. Uma estrela companheira poderia explicar o formato da nebulosa, incluindo sua cintura estreita característica e seus amplos fluxos de saída.

Esse formato de ampulheta é observado em outras nebulosas planetárias, como a Nebulosa da Borboleta, que o Webb também observou recentemente . A nova imagem da Nebulosa da Aranha Vermelha revela, pela primeira vez, toda a extensão dos lóbulos alongados da nebulosa. Esses lóbulos, mostrados em azul, são traçados pela luz emitida pelas moléculas de H2, que contêm dois átomos de hidrogênio ligados entre si.

Estendendo-se por todo o campo de visão da NIRCam, esses lóbulos se mostram como estruturas fechadas, semelhantes a bolhas, cada uma com cerca de 3 anos-luz de comprimento. O gás que flui do centro da nebulosa inflou essas bolhas gigantescas ao longo de milhares de anos. O gás também está sendo expelido ativamente do centro da nebulosa, como mostram essas novas observações do Webb.

Uma forma alongada em roxo, semelhante a um "S", centrada no coração da nebulosa, segue a luz dos átomos de ferro ionizados. Essa estrutura marca o local onde um jato de alta velocidade emergiu próximo à estrela central da nebulosa e colidiu com material previamente expelido pela estrela, esculpindo a estrutura ondulada da nebulosa que vemos hoje.

Fonte: ESA

Esta estrela é nova ou velha?

Esta imagem mostra um inesperado ciclo completo de uma estrela.

© ESO (Ve 7-27 e Vela Junior)

O objeto visto na imagem, Ve 7–27, foi durante muito tempo considerado uma nebulosa planetária, a fase final da vida de uma estrela semelhante ao Sol.

No entanto, o Very Large Telescope (VLT) do ESO revelou-nos agora que se trata, na verdade, de uma estrela recém formada. Durante anos, a verdadeira natureza desta nebulosa foi debatida, mas o instrumento MUSE montado no VLT captou agora a primeira imagem detalhada deste objeto, que mostra que a Ve 7-27 está lançando jatos energéticos, algo típico em estrelas recém nascidas.

Em vez de ser o “último suspiro” de uma estrela moribunda, a Ve 7-27 é uma estrela recém nascida. Há, no entanto, uma estrela morta real muito perto. A nuvem verde-amarelada compacta, que é vista no centro e um pouco à esquerda, abriga uma estrela de nêutrons criada quando uma estrela massiva explodiu sob a forma de supernova.

Esta nebulosa faz parte de uma nuvem maior ejetada durante a explosão, o resto da supernova Vela Junior. As observações do MUSE revelaram que a estrela recém nascida, a Ve 7-27, está incrustada no material expelido por esta supernova. A distância até à Vela Junior nunca tinha sido determinada anteriormente com precisão, mas agora sabe-se que este objeto se encontra muito perto da Ve 7-27. Uma vez que a Ve 7-27 está a cerca de 4.500 anos-luz de distância da Terra, o mesmo se aplica à Vela Junior.

Saber a distância a que se situa a Vela Junior implica que é possível finalmente determinar o seu tamanho, a velocidade a que está se expandindo e, por conseguinte, há quanto tempo a supernova explodiu, resolvendo-se assim décadas de inconsistências.

Portanto, esta descoberta fornece pistas não apenas sobre a estrela bebê muito energética, mas também sobre a verdadeira natureza da supernova Vela Junior, representando um caso notável de nascimento e morte estelares coexistindo lado a lado no mesmo meio.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

Hubble descobre o segredo das estrelas que desafiam a velhice

Algumas estrelas parecem desafiar o próprio tempo.

© Hubble (M70)

Aninhadas em aglomerados estelares antigos, são mais azuladas e mais luminosas do que as suas vizinhas, parecendo muito mais jovens do que a sua verdadeira idade. Conhecidas como estrelas retardatárias azuis, estas estrelas bizarras têm intrigado os astrônomos há mais de 70 anos.

Agora, novos resultados obtidos com o telescópio espacial Hubble estão finalmente revelando como estas estrelas "eternamente jovens" surgem e porque é que prosperam em vizinhanças cósmicas mais calmas. As estrelas retardatárias azuis destacam-se em aglomerados estelares antigos porque parecem mais quentes, mais massivas e mais jovens do que as estrelas que se deveriam ter formado há bilhões de anos. A sua própria existência contradiz as teorias padrão do envelhecimento estelar, levando a décadas de debate sobre se são criadas através de colisões estelares violentas ou através de interações mais sutis entre pares de estrelas.

Um novo estudo fornece algumas das evidências mais claras até agora de que as estrelas retardatárias azuis devem o seu aspecto jovem não a colisões, mas à vida em parcerias estelares íntimas e aos ambientes que permitem a sobrevivência dessas parcerias.

Astrônomos analisaram observações ultravioleta do Hubble de 48 aglomerados globulares na Via Láctea, reunindo o maior e mais completo catálogo de estrelas retardatárias azuis alguma vez produzido. A amostra inclui mais de 3.000 destes objetos enigmáticos.

Os seus aglomerados hospedeiros abrangem toda a gama de condições ambientais possíveis, desde sistemas muito soltos a sistemas muito densos. Este vasto conjunto de dados permitiu aos astrônomos investigar as ligações, há muito suspeitadas, entre as estrelas retardatárias azuis e o seu ambiente. Em vez de encontrarem mais estrelas retardatárias azuis nos aglomerados mais apinhados e propensos a colisões, a equipe ficou surpreendida ao descobrir o oposto: os ambientes densos abrigam menos estrelas retardatárias azuis. Estas estrelas são mais comuns em aglomerados de baixa densidade, onde as estrelas têm mais espaço e onde os sistemas binários frágeis têm mais probabilidades de sobreviver.

A equipe descobriu que as estrelas retardatárias azuis estão intimamente ligadas a sistemas estelares binários, nos quais duas estrelas se orbitam uma à outra. Nesses sistemas, uma estrela pode sugar material da sua parceira ou fundir-se com ela por completo, ganhando combustível novo e brilhando mais intensamente e em azul (reiniciando efetivamente o seu relógio estelar). 

No entanto, estas observações mostram que os ambientes mais densos abrigam menos binários, sugerindo que em aglomerados densamente povoados, os frequentes encontros próximos entre estrelas podem separar os binários antes de terem tempo para produzir uma estrela retardatária azul. Em ambientes mais calmos, as estrelas binárias sobrevivem e as estrelas retardatárias azuis florescem.

Esta descoberta assinala a primeira vez que se observam relações tão claras e opostas ao esperado entre as populações de estrelas retardatárias azuis e os seus ambientes. Confirma que as elas são um subproduto direto da evolução dos binários e realça a força com que o meio envolvente de uma estrela pode influenciar a sua história de vida.

A descoberta não só resolve um mistério astronômico de longa data, como também abrem novos caminhos para compreender como as estrelas interagem, envelhecem e, por vezes, encontram formas de se renovarem.

Um artigo foi publicado no periódico Nature Communications.

Fonte: ESA

Uma explicação alternativa para os Pequenos Pontos Vermelhos

Astrônomos apresentam uma explicação alternativa para os Pequenos Pontos Vermelhos.

© M. Weiss (ilustração de invólucro numa estrela supermassiva)

Esta ilustração mostra uma estrela supermassiva ligeiramente envolvida por um invólucro exterior e "cortada" para revelar a estrutura do seu núcleo denso. Tal como as suas congêneres massivas, as estrelas extremamente massivas apresentam um núcleo convectivo onde ocorrem reações nucleares, produzindo enormes quantidades de energia transportada para a superfície por fótons. Apesar disso, as camadas exteriores são extremamente extensas e difusas, de modo que a energia do núcleo é espalhado por um enorme volume antes de atingir a superfície. Isto, por sua vez, baixa a temperatura da superfície da estrela, dando-lhe uma aparência vermelha distinta.

Utilizando dados do telescópio espacial James Webb da NASA, astrônomos do Centro de Astrofísica da Harvard & Smithsonian revelaram que os objetos distantes mais misteriosos do Universo, conhecidos como Pequenos Pontos Vermelhos (ou LRDs, sigla inglesa para "Little Red Dots"), podem na realidade ser estrelas gigantescas e de vida curta. As descobertas oferecem um vislumbre direto de como os primeiros buracos negros supermassivos do Universo podem ter sido formados, marcando um avanço na compreensão sobre o cosmos primitivo.

À medida que o Universo se expande, a luz de objetos muito distantes adquire cores mais vermelhas. Os primeiros telescópios espaciais, como o Hubble, foram construídos para detectar comprimentos de onda mais curtos da luz e, embora vissem alvos interessantes que mais tarde se revelaram LRDs, os cientistas não conseguiam dizer exatamente o que eram.

Em 2022, as primeiras imagens profundas do Webb, um telescópio concebido para ver comprimentos de onda mais longos, revelaram Pequenos Pontos Vermelhos no Universo distante. Os novos resultados deram aos cientistas mais contexto sobre o que poderiam ser estes objetos misteriosos, compactos e muito antigos. As teorias anteriores para explicar os Pequenos Pontos Vermelhos exigiam explicações complicadas envolvendo buracos negros, discos de acreção e nuvens de poeira, mas o novo modelo mostra que uma única estrela massiva também pode produzir naturalmente todas as assinaturas chave dos LRDs: brilho extremo, um espectro distinto em forma de V e a rara combinação de uma emissão brilhante de hidrogênio.

Agora, pela primeira vez, os astrônomos criaram um modelo físico detalhado de uma estrela supermassiva rara, sem metais e de crescimento rápido, com cerca de um milhão de vezes a massa do Sol, e mostraram que as suas características únicas são uma combinação perfeita para os Pequenos Pontos Vermelhos.

Enquanto as estrelas de uma vasta gama de massas se alinham com ambas as medidas espectrais para os LRDs, apenas as mais massivas têm a luminosidade correta. Os pesquisadores pensam que se conseguirem encontrar mais Pequenos Pontos Vermelhos que sejam menos luminosos e massivos do que os do estudo, serão capazes de descobrir a verdade sobre o porquê e como isto acontece. Os novos resultados estão ajudando os cientistas a dar um passo em frente na compreensão dos Pequenos Pontos Vermelhos, fornecendo evidências diretas dos momentos finais e brilhantes que ocorrem imediatamente antes de uma estrela gigante colapsar num buraco negro.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics