Explorando complexidades da estrela R Aquarii

O telescópio espacial Hubble forneceu uma visão dramática e colorida de perto de uma das estrelas mais turbulentas da nossa galáxia, tecendo um enorme padrão espiral entre as estrelas.

© Hubble (R Aquarii)

Residindo a apenas cerca de 700 anos-luz da Terra na constelação de Aquário, R Aquarii é uma estrela binária simbiótica: um tipo de sistema estelar binário que consiste em uma anã branca e uma gigante vermelha que é cercada por uma grande nebulosa dinâmica. 

Como a estrela simbiótica mais próxima da Terra, R Aquarii foi estudada por ninguém menos que Edwin Hubble em um esforço para entender o mecanismo que alimenta o sistema. R Aquarii sofre erupções violentas que expelem enormes filamentos de gás brilhante. Isso demonstra dramaticamente como o Universo redistribui os produtos da energia nuclear que se formam profundamente dentro das estrelas e são lançados de volta ao espaço. 

A estrela primária é uma gigante vermelha envelhecida e sua companheira é uma estrela compacta queimada conhecida como anã branca. A estrela primária gigante vermelha é classificada como uma variável Mira que é mais de 400 vezes maior que o nosso Sol. A estrela monstruosa inchada pulsa, muda de temperatura e varia em brilho por um fator de 750 vezes ao longo de um período de aproximadamente 390 dias. Em seu pico, a estrela é ofuscante com quase 5.000 vezes o brilho do nosso Sol. 

Quando a anã branca oscila mais perto da gigante vermelha ao longo de seu período orbital de 44 anos, ela suga gravitacionalmente o gás hidrogênio. Este material se acumula no disco de acreção ao redor da anã branca, até que ele sofre uma poderosa explosão e ejeção de jato, especialmente durante a maior aproximação da anã branca à estrela doadora gigante vermelha. 

Esses eventos têm mais do que apenas um interesse passageiro para astrônomos e leigos, pois essa é uma maneira conhecida, assim como os eventos de supernova verdadeiramente titânicos, mas extremamente raros, de liberar elementos químicos mais pesados ​​que hidrogênio e hélio no meio interestelar. Elementos mais pesados ​​como carbono, nitrogênio e oxigênio são blocos de construção críticos de planetas como a Terra e formas de vida como a nossa. Eles são formados no interior profundo das estrelas, onde a temperatura é alta o suficiente para fundir hidrogênio e hélio. Essa explosão ejeta jatos poderosos vistos como filamentos disparando do sistema binário, formando arcos e trilhas conforme o plasma emerge. O plasma é torcido pela força da explosão e canalizado para cima e para fora por fortes campos magnéticos. O fluxo parece se dobrar para trás em um padrão espiral. Os filamentos estão brilhando em luz visível porque são energizados pela radiação intensa da dupla estelar. 

A nebulosa ao redor da estrela binária é conhecida como Cederblad 211, e pode ser o remanescente de uma nova passada. A escala do evento é extraordinária, mesmo em termos astronômicos, já que o material emissor pode ser rastreado até pelo menos 400 bilhões de quilômetros, ou 2.500 vezes a distância entre o Sol e a Terra, do núcleo central.

Fonte: ESA

Descoberta uma das estrelas com rotação mais rápida do Universo

A Via Láctea ainda guarda muitos segredos sobre o Universo.

© DALL-E (ilustração de uma anã branca e uma estrela de nêutrons)

Agora, pesquisadores da Danmarks Tekniske Universitet (DTU) conseguiram descobrir mais um deles utilizando um telescópio espacial de raios X montado na Estação Espacial Internacional. Trata-se de um objeto pequeno, mas extremamente massivo e de rotação rápida, uma estrela de nêutrons, que faz parte de um sistema estelar binário de raios X denominado 4U 1820-30. Encontra-se na constelação de Sagitário, perto do centro da Via Láctea. 

Os pesquisadores ao analisar as erupções termonucleares deste sistema encontraram oscilações notáveis, sugerindo que uma estrela de nêutrons girava em torno do seu eixo central a uma velocidade espantosa de 716 vezes por segundo. 

Se observações futuras confirmarem este fato, a estrela de nêutrons 4U 1820-30 será um dos objetos de rotação mais rápida alguma vez observados no Universo, apenas igualado por outra estrela de nêutrons chamada PSR J1748-2446. 

A estrela de nêutrons foi observada utilizando o telescópio de raios X NICER da NASA, equipado com tecnologia de rastreio de estrelas da DTU Space e montado no exterior da Estação Espacial Internacional. O sistema de câmara de rastreio estelar assegura que o instrumento de raios X aponta constantemente na direção certa e aponta corretamente para as pequenas estrelas de nêutrons distantes na Via Láctea. 

Uma estrela de nêutrons consiste do remanescente de uma estrela grande e massiva que explodiu como supernova. Conhecem-se milhares de estrelas de nêutrons e são extremas em muitos aspectos. São os objetos mais densos que podem ser observados no cosmos. A estrela de nêutrons em questão tem apenas 12 km de diâmetro, mas tem uma massa 1,4 vezes superior à do Sol. Está localizada a 26.000 anos-luz de distância da Terra. Em comparação, a distância à estrela mais próxima, a Proxima Centauri, é de cerca de 4,3 anos-luz. 

A estrela de nêutrons faz parte de um sistema estelar binário de raios X. Este sistema é constituído por duas estrelas que se orbitam uma à outra. O que também é peculiar no sistema 4U 1820-30 é o motivo da estrela companheira ser uma anã branca com aproximadamente o mesmo tamanho da Terra. Sabe-se que orbita a estrela de nêutrons a cada 11 minutos, o que faz deste o sistema com o mais curto período orbital conhecido. 

Devido à sua intensa gravidade, a estrela de nêutrons retira material da sua estrela companheira. Quando se acumula material suficiente na sua superfície, ocorre uma violenta explosão termonuclear na estrela de nêutrons, semelhante a uma bomba atômica. Durante estas erupções, a estrela de nêutrons torna-se até 100.000 vezes mais brilhante do que o Sol, liberando uma quantidade imensa de energia. 

Graças a observações efetuadas com o NICER entre 2017 e 2021, os pesquisadores descobriram 15 erupções termonucleares de raios X no sistema 4U 1820-30. Foi uma destas erupções que mostrou uma assinatura conhecida como "oscilações de erupções termonucleares", ocorrendo a uma frequência de 716 Hz.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Technical University of Denmark

Supernova em forma de dente-de-leão e uma estrela zumbi

Uma supernova histórica, documentada por astrônomos chineses e japoneses em 1181, esteve perdida durante séculos, até muito recentemente.

© Adam Makarenko (ilustração do remanescente de supernova Pa 30)

No entanto, o remanescente recentemente encontrado apresenta algumas características impressionantes. Agora, revela os seus segredos. 

Uma equipe liderada por Tim Cunningham, do Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian, e por Ilaria Caiazzo, professora assistente do ISTA (Institute of Science and Technology Austria), fornece o primeiro estudo detalhado da estrutura da supernova e da sua velocidade de expansão em 3D. 

Em 1181, uma nova estrela brilhou perto da constelação de Cassiopeia durante seis meses antes de desaparecer. Este acontecimento, registado como uma "estrela convidada" por observadores chineses e japoneses há quase um milênio, intrigou os astrônomos durante séculos. É uma das poucas supernovas que foram documentadas antes da invenção dos telescópios. Além disso, foi a que permaneceu mais tempo "órfã", o que significa que nenhum dos objetos celestes hoje visíveis lhe podia ser atribuído. 

Atualmente conhecida como supernova SN 1181, o seu remanescente só foi localizado em 2021 na nebulosa Pa 30, descoberta em 2013 pelo astrônomo amador Dana Patchick enquanto examinava um arquivo de imagens do telescópio WISE no âmbito de um projeto de ciência cidadã. Mas esta nebulosa não é um típico remanescente de supernova. O intrigante é a presença de uma "estrela zumbi" sobrevivente no seu centro, um remanescente dentro do remanescente.

Pensa-se que SN 1181 tenha ocorrido quando uma explosão termonuclear foi desencadeada numa estrela densa e morta chamada anã branca. Normalmente, a anã branca seria completamente destruída neste tipo de explosão, mas neste caso, parte da estrela sobreviveu, deixando para trás um cadáver estelar. A este tipo de explosão parcial chama-se uma supernova do Tipo Iax. Mais intrigante ainda é o fato de desta estrela zumbi saírem estranhos filamentos, semelhantes às pétalas de uma flor de dente-de-leão. 

Agora, os pesquisadores obtiveram uma visão detalhada e sem precedentes destes estranhos filamentos. Foi possível estudar em pormenor este estranho remanescente de supernova graças ao KCWI (Keck Cosmic Web Imager) do Caltech. O KCWI é um espectrógrafo situado a 4.000 metros de altitude no Observatório W. M. Keck, no Havaí, perto do cume do vulcão Mauna Kea, o pico mais alto da ilha. Como o seu nome indica, o KCWI foi concebido para detectar algumas das fontes de luz mais tênues e escuras do Universo, coletivamente designadas por "teia cósmica". Além disso, o KCWI é tão sensível e inteligentemente concebido que consegue captar informação espectral para cada pixel de uma imagem. Pode também medir o movimento da matéria numa explosão estelar, criando algo como um filme 3D de uma supernova. O KCWI examina a forma como a luz se desloca quando se aproxima ou se afasta de nós, um processo físico semelhante ao conhecido efeito Doppler que conhecemos das sirenes que mudam de tom quando uma ambulância passa por nós. 

Assim, em vez de verem apenas a típica imagem estática de um espetáculo de fogo de artifício comum às observações de supernovas, foi criado um mapa 3D detalhado da nebulosa e dos seus estranhos filamentos. Além disso, foi mostrado que o material nos filamentos viajava balisticamente a cerca de 1.000 quilómetros por segundo.

Para além dos filamentos em forma de dente-de-leão e da sua expansão balística, a forma geral da supernova é muito incomum. A equipe conseguiu demonstrar que o material dentro dos filamentos que é ejetado para longe do local da explosão é incomumente assimétrica. Isto sugere que a assimetria tem origem na própria explosão inicial. Além disso, os filamentos parecem ter uma orla interna aguçada, mostrando uma "lacuna" interna em torno da estrela zumbi.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

A brilhante estrela Betelgeuse tem provavelmente uma companheira

A décima estrela mais brilhante do céu noturno, Betelgeuse, pode afinal não estar à beira de explodir como uma supernova, de acordo com um novo estudo sobre o seu aumento e diminuição de brilho.

© Simons Fundation (Betelgeuse e da sua provável companheira Betelbuddy)

Ao invés, uma pesquisa recente mostra que a pulsação observada da luz estelar é provavelmente causada por uma estrela companheira que orbita Betelgeuse. Formalmente designada por Alpha Ori B, "Betelbuddy" (como lhe chama o astrofísico Jared Goldberg) que empurra para fora do caminho poeiras que bloqueiam a luz e fazendo com que Betelgeuse pareça temporariamente mais brilhante. 

Betelgeuse é uma estrela gigante vermelha com cerca de 100.000 vezes o brilho do nosso Sol e mais de 400 milhões de vezes o seu volume. A estrela está se aproximando do final da sua vida e, quando morrer, a explosão resultante será suficientemente brilhante para ser vista durante o dia e durante semanas. 

Os astrônomos podem prever quando Betelgeuse vai morrer, "verificando o seu pulso". É uma estrela variável, o que significa que fica mais brilhante e mais fraca, pulsando como um batimento cardíaco. No caso de Betelgeuse, há dois batimentos: um que pulsa numa escala de tempo um pouco superior a um ano e outro que pulsa numa escala de tempo de cerca de seis anos. Um destes batimentos é o modo fundamental de Betelgeuse, um padrão de aumento e diminuição de brilho que é intrínseco à própria estrela. Se o modo fundamental da estrela for o seu batimento de longa escala, então Betelgeuse pode estar pronta para explodir mais cedo do que o esperado.

No entanto, se o seu modo fundamental for o seu batimento de curta escala, como sugerem vários estudos, então o seu batimento mais longo é um fenômeno chamado período secundário longo. Nesse caso, este mais longo aumento e diminuição de brilho seria provocado por algo externo à estrela. 

Os cientistas ainda não sabem ao certo o que causa os longos períodos secundários, mas uma das principais teorias é que surgem quando uma estrela tem uma companheira que a rodeia e atravessa a poeira cósmica que é produzida e expelida pela estrela. A poeira deslocada altera a quantidade de luz estelar que chega à Terra, mudando o brilho aparente da estrela. 

Os pesquisadores exploraram a possibilidade de outros processos causarem o longo período secundário, tais como a agitação no interior da estrela ou alterações periódicas no seu poderoso campo magnético. Depois de combinarem dados de observações diretas de Betelgeuse com modelos computacionais avançados que simulam a atividade da estrela, a equipe concluiu que Betelbuddy é de longe a explicação mais provável. Ainda não foi possível determinar exatamente a natureza de Betelbuddy, mas presume que seja uma estrela com o dobro da massa do Sol. 

Uma hipótese mais exótica é que a companheira seja uma estrela de nêutrons, ou seja, o núcleo de uma estrela que já se tornou supernova. No entanto, nesse caso, seria de esperar ver evidências disso através de observações em raios X, o que não aconteceu. 

A seguir, a equipe irá captar imagens de Betelbuddy com telescópios, uma vez que haverá uma potencial janela de visibilidade por volta de 6 de dezembro.

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

Fonte: University of Wyoming

Buraco negro destrói estrela e vai à caça de outro astro celeste

O observatório de raios X Chandra da NASA, e outros telescópios, identificaram um buraco negro supermassivo que despedaçou uma estrela e está agora usando estes destroços estelares para esmagar ou outra estrela ou um buraco negro menor.

© NASA (disco de material criado por buraco negro)

Esta pesquisa ajuda a ligar dois mistérios cósmicos e fornece informações sobre o ambiente em torno de alguns dos maiores tipos de buracos negros. Em 2019, um telescópio óptico no estado norte-americano da Califórnia observou uma explosão de luz que foi classificada mais tarde como um "evento de perturbação de marés" (TDEs, "Tidal Disruption Events"). Trata-se de casos em que os buracos negros destroem estrelas, e se aproximarem demasiado, através das suas poderosas forças de maré. Os astrônomos deram a este TDE o nome de AT2019qiz. 

Entretanto, os cientistas estavam também seguindo casos de outro tipo de fenômenos cósmicos observados ocasionalmente em todo o Universo. Tratavam-se de breves e regulares explosões de raios X que ocorriam perto de buracos negros supermassivos. Estes eventos são chamados "erupções quase periódicas" (QPEs, "Quasi-Periodic Eruptions"). Este último estudo fornece aos cientistas evidências de que os TDEs e as QPEs estão provavelmente ligados. 

Os pesquisadores pensam que as QPEs surgem quando um objeto se esmaga no disco deixado para trás após o TDE. Embora possam existir outras explicações, os autores do estudo propõem que esta é a fonte de pelo menos algumas QPEs. Em 2023, foram usados o Chandra e o Hubble para estudar simultaneamente os detritos deixados para trás após o fim da perturbação de marés. Os dados do Chandra foram obtidos durante três observações diferentes, cada uma separada por cerca de 4 a 5 horas. A exposição total de cerca de 14 horas de tempo, pelo Chandra, revelou apenas um sinal fraco na primeira e na última observação, mas um sinal muito forte na observação do meio. 

A partir daí, os pesquiadores usaram o NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer) da NASA para observar frequentemente AT2019qiz em busca de explosões repetidas de raios X. Os dados do NICER mostraram que AT2019qiz entra em erupção aproximadamente a cada 48 horas. Observações do Observatório Neil Gehrels Swift da NASA e do telescópio AstroSat da Índia concretizaram a descoberta. Os dados ultravioletas do Hubble, obtidos ao mesmo tempo que as observações do Chandra, permitiram aos cientistas determinar o tamanho do disco em volta do buraco negro supermassivo. Descobriram que o disco se tinha tornado suficientemente grande para que, se algum objeto estivesse orbitando o buraco negro e demorasse cerca de uma semana ou menos para completar uma órbita, colidisse com o disco e causasse erupções. 

Este resultado tem implicações na procura por mais erupções quase periódicas associadas a perturbações de marés. A descoberta de mais destas erupções permitiria medir a prevalência e as distâncias de objetos em órbitas próximas de buracos negros supermassivos. Alguns deles podem ser excelentes alvos para os futuros observatórios de ondas gravitacionais que estão planejados.

O artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Revelado pormenores elusivos em sistemas estelares jovens

A cada segundo nascem mais de 3.000 estrelas no Universo visível. Muitas estão rodeadas por um disco protoplanetário.

© NAOJ (ilustração de um disco de formação planetária em torno de uma estrela)

No entanto, os processos exatos que dão origem às estrelas e aos sistemas planetários ainda são pouco conhecidos. Uma equipe de astrônomos liderada por pesquisadores da Universidade do Arizona utilizou o telescópio espacial James Webb (JWST) para obter alguns dos conhecimentos mais detalhados das forças que moldam os discos protoplanetários.

As observações fornecem vislumbres do possível aspecto do nosso Sistema Solar há 4,6 bilhões de anos. Especificamente, foi detectado os chamados ventos de disco com um detalhe sem precedentes. Estes ventos são correntes de gás que sopram do disco de formação planetária para o espaço. Alimentados em grande parte por campos magnéticos, estes ventos podem viajar dezenas de quilômetros em apenas um segundo.

As descobertas ajudam a compreender melhor como os jovens sistemas planetários se formam e evoluem. Um dos processos mais importantes num disco protoplanetário é o fato da estrela consumir matéria do disco que a rodeia, ou seja, a acreção. O modo como uma estrela acreta massa tem uma grande influência na forma como o disco circundante evolui ao longo do tempo, incluindo a maneira como os planetas se formam mais tarde.

As estrelas jovens crescem puxando gás do disco que está girando à sua volta, mas para que isso aconteça, o gás tem de perder alguma da sua inércia. Caso contrário, o gás orbitaria consistentemente a estrela e nunca cairia sobre ela. Este processo é denominado "perda de momento angular", mas a forma exata como isso acontece tem-se revelado difícil de entender. Para melhor compreender como o momento angular funciona num disco protoplanetário, é útil imaginar uma patinadora no gelo: o juntar os braços ao seu corpo fará que ela gire mais depressa, enquanto que esticá-los abrandará a sua rotação. Como a sua massa não se altera, o momento angular permanece o mesmo. Para que a acreção ocorra, o gás ao longo do disco tem de perder momento angular. 

Uma vez que existem outros processos que moldam os discos protoplanetários, é fundamental poder distinguir entre os diferentes fenômenos. Enquanto o material na orla interna do disco é empurrado para fora pelo campo magnético da estrela, no que é conhecido como vento X, as partes exteriores do disco são corroídas pela intensa luz estelar, resultando nos chamados ventos térmicos, que sopram a velocidades muito mais lentas.

Para distinguir entre o vento impulsionado pelo campo magnético, o vento térmico e o vento-X, é necessário utilizar a elevada sensibilidade e resolução do JWST. Ao contrário do vento X, que tem um foco restrito, os ventos observados no presente estudo têm origem numa região mais vasta que incluiria os planetas rochosos interiores do nosso Sistema Solar, aproximadamente entre a Terra e Marte. Estes ventos também se estendem mais acima do disco do que os ventos térmicos, atingindo distâncias centenas de vezes superiores à distância entre a Terra e o Sol.

Para este estudo, os pesquisadores selecionaram quatro sistemas de discos protoplanetários, todos eles vistos de lado da perspectiva da Terra. A sua orientação permitiu que a poeira e o gás no disco atuassem como uma máscara, bloqueando alguma da luz da brilhante estrela central, que de outra forma teria oprimido os ventos. Ao configurar os detectores do JWST para distinguir moléculas em certos estados de transição, a equipe foi capaz de rastrear várias camadas dos ventos. As observações revelaram uma estrutura intrincada e tridimensional de um jato central, aninhado dentro de um invólucro em forma de cone de ventos com origem a distâncias progressivamente maiores do disco, semelhante à estrutura em camadas de uma cebola.

Uma nova descoberta importante, de acordo com os pesquisadores, foi a detecção consistente de um buraco central pronunciado no interior dos cones, formado por ventos moleculares em cada um dos quatro discos. A equipe espera, no futuro, expandir estas observações a mais discos protoplanetários, para ter uma melhor noção de quão comuns são as estruturas do vento de disco observadas no Universo e de como evoluem ao longo do tempo.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Arizona

Descoberto planeta em órbita da estrela individual mais próxima do Sol

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos descobriram um exoplaneta em órbita da estrela de Barnard, a estrela individual mais próxima do nosso Sol.

© ESO (ilustração de exoplaneta ao redor da estrela Barnard)

Neste exoplaneta recém-descoberto, que tem pelo menos metade da massa de Vênus, um ano dura pouco mais de três dias terrestres. 

As observações também sugerem a existência de mais três candidatos a exoplanetas, em outras órbitas em torno desta estrela. Localizada a apenas seis anos-luz de distância da Terra, a estrela de Barnard é o segundo sistema estelar mais próximo, depois do grupo de três estrelas de Alfa Centauri, e a estrela individual mais próxima de nós.

Devido à sua proximidade, é um alvo primário na procura de exoplanetas semelhantes à Terra, mas, e apesar de uma detecção promissora em 2018, não tinha ainda sido confirmado nenhum planeta em órbita da estrela de Barnard. 

A equipe procurava sinais de possíveis exoplanetas existentes no interior da zona habitável ou temperada da estrela de Barnard, uma zona definida como podendo existir água líquida à superfície dos planetas que aí se encontram. As anãs vermelhas como a estrela de Barnard são muitas vezes observadas pelos astrônomos, uma vez que é mais fácil detectar planetas rochosos de baixa massa em sua órbita do que em torno de estrelas maiores do tipo do Sol.

O exoplaneta recém descoberto, Barnard b, está vinte vezes mais próximo da estrela de Barnard do que Mercúrio está do nosso Sol. Orbita a sua estrela em 3,15 dias terrestres e tem uma temperatura à superfície de cerca de 125 °C. Barnard b é um dos exoplanetas de menor massa conhecidos e um dos poucos que com uma massa inferior à da Terra. No entanto, este planeta encontra-se demasiado perto da sua estrela, mais perto do que a zona habitável. Apesar desta estrela ser cerca de 2.500º mais fria do que o nosso Sol, ainda assim a zona onde se encontra o planeta apresenta-se demasiado quente para a água se manter líquida à sua superfície.

A equipe utilizou o ESPRESSO, um instrumento de alta precisão concebido para medir a oscilação de uma estrela causada pela atração gravitacional de um ou mais planetas em sua órbita. Os resultados obtidos com estas observações foram confirmados com dados de outros instrumentos também especializados na procura de exoplanetas: o HARPS no Observatório de La Silla do ESO, o HARPS-N e o CARMENES.

No entanto, os novos dados não confirmam a existência do candidato a exoplaneta registrado em 2018. Para além do planeta confirmado, os cientistas encontraram ainda indícios de mais três candidatos a exoplanetas em órbita da mesma estrela. Estes candidatos, no entanto, requerem observações adicionais com o ESPRESSO para serem confirmados.

Mas a descoberta deste planeta, juntamente com outras descobertas anteriores, como Proxima b e d, mostra que a nossa vizinhança cósmica se encontra repleta de planetas de pequena massa. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção, irá transformar a área de investigação dos exoplanetas. O instrumento ANDES do ELT permitirá detectar mais destes pequenos planetas rochosos na zona temperada em torno de estrelas próximas, fora do alcance dos atuais telescópios, e estudar a composição das suas atmosferas.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO

A formação de super-Terras é limitada em estrelas pobres em metais

Astrônomos apresentaram, num novo estudo, novas evidências dos limites da formação planetária, descobrindo que, a partir de um certo ponto, os planetas maiores do que a Terra têm dificuldade em formar-se perto de estrelas de baixa metalicidade.

© Getty Images (ilustração de exoplaneta em torno de estrela)

Usando o Sol como referência, foi possível medir quando uma estrela se formou determinando a sua metalicidade, ou o nível de elementos pesados presentes no seu interior. As estrelas ou nebulosas ricas em metais formaram-se há relativamente pouco tempo, enquanto os objetos pobres em metais estiveram provavelmente presentes durante o início do Universo. 

Estudos anteriores encontraram uma ligação fraca entre as taxas de metalicidade e a formação de planetas, observando que à medida que a metalicidade de uma estrela diminui, também diminui a formação planetária para certas populações de planetas, como sub-Saturnos ou sub-Netunos. 

No entanto, este trabalho é o primeiro a observar que, de acordo com as teorias atuais, a formação de super-Terras perto de estrelas pobres em metais se torna significativamente mais difícil, sugerindo um limite estrito para as condições necessárias para a sua formação.

Outros estudos postulavam que a formação planetária na Via Láctea deveria começar quando as estrelas se situam entre -2,5 e -0,5 de metalicidade (valores em comparação com o Sol - valores negativos implicam que as estrelas são mais pobres em metais do que a nossa estrela natal), mas até agora essa teoria não tinha sido provada. 

Para testar esta previsão, a equipe desenvolveu e depois pesquisou um catálogo de 10.000 das estrelas mais pobres em metais observadas pela missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. Se correta, a extrapolação das tendências conhecidas para procurar planetas pequenos e de curto período em torno de uma região de 85.000 estrelas pobres em metais teria levado a descobrir cerca de 68 super-Terras.

Surpreendentemente, os pesquisadores deste trabalho não detectaram nenhuma. Num período de tempo durante o qual a metalicidade era demasiado baixa para a formação de planetas, estende-se até cerca de metade da idade do Universo, o que significa que as super-Terras não se formaram no início da sua história.

Além disso, como a maioria das estrelas formadas antes dessa era têm metalicidades baixas e teriam de esperar que a Via Láctea fosse enriquecida por gerações de estrelas moribundas para criar as condições adequadas para a formação planetária, os resultados propõem com sucesso um limite superior para o número e distribuição de pequenos planetas na nossa Galáxia.

O que também é surpreendente são as implicações do estudo para aqueles que procuram vida para lá da Terra, uma vez que uma compreensão mais precisa das complexidades da formação planetária pode fornecer aos cientistas conhecimentos pormenorizados sobre os locais do Universo onde a vida poderá ter florescido. 

Estas pesquisas podem incluir determinar se estes exoplanetas contêm água, o tamanho do seu núcleo e se desenvolveram um forte campo magnético, todas condições conducentes à formação de vida. Para aplicar o seu trabalho a outros processos de formação planetária, a equipe terá provavelmente de estudar diferentes tipos de super-Terras durante períodos mais longos do que os atuais. Felizmente, observações futuras poderão ser conseguidas com a ajuda de próximos projetos como o telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA e a missão PLATO da ESA, que irão alargar a procura de planetas terrestres em zonas habitáveis como a nossa.

O estudo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Ohio State University

Observadas bolhas na superfície de uma estrela

Pela primeira vez, os astrônomos captaram imagens de uma estrela, sem ser o Sol, com detalhe suficiente para seguir o movimento do gás borbulhante à sua superfície.

© ESO (vídeo detalhado da superfície de estrela)

As imagens da estrela R Doradus foram obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), em Julho e Agosto de 2023. Estas imagens mostram bolhas gigantes de gás quente, 75 vezes maiores do que o Sol, que aparecem à superfície e se afundam no interior da estrela mais depressa do que o esperado.

As estrelas produzem energia nos seus núcleos através da fusão nuclear. Esta energia pode ser transportada para a superfície da estrela por enormes bolhas de gás quente, que seguidamente arrefecem e se afundam, um pouco como uma lâmpada de lava. Este movimento de mistura, conhecido por convecção, distribui os elementos pesados formados no núcleo, como o carbono e o nitrogênio, por toda a estrela. Pensa-se também que este fenômeno seja o responsável pelos ventos estelares que transportam estes elementos para o cosmos, onde são reutilizados para formar novas estrelas e planetas. 

Até agora, os movimentos de convecção nunca tinham sido observados em pormenor em outras estrelas que não o Sol. Utilizando o ALMA, a equipe conseguiu obter imagens de alta resolução da superfície de R Doradus ao longo de um mês. 

R Doradus é uma estrela gigante vermelha, com um diâmetro cerca de 350 vezes superior ao do Sol, localizada a cerca de 180 anos-luz de distância da Terra, na constelação do Espadarte. O seu grande tamanho e a proximidade à Terra fazem dela um alvo ideal para observações detalhadas. Além disso, a sua massa é semelhante à do Sol, o que significa que R Doradus apresenta-se provavelmente muito semelhante a como será o nosso Sol daqui a cinco bilhões de anos, quando se transformar numa gigante vermelha.

Com o ALMA, foi possível ver diretamente grânulos convectivos com um tamanho 75 vezes superior ao do nosso Sol, e também medir, pela primeira vez, a velocidade a que se movem. Os grânulos de R Doradus parecem mover-se num circuito com uma duração de um mês, o que corresponde a uma velocidade maior do que aquela que os cientistas esperavam baseados na maneira como a convecção funciona no nosso Sol.

Observações como as que agora foram feitas de R Doradus estão ajudando a compreender melhor como é que estrelas como o Sol se comportam, mesmo quando se transformam em objetos tão frios, grandes e borbulhantes como é o caso de R Doradus.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: ESO