A origem de um exoplaneta muito quente

Observações efetuadas com o telescópio espacial James Webb forneceram novas pistas sobre a formação do exoplaneta WASP-121 b e sobre a sua origem no disco de gás e poeira que rodeia a estrela.

© T. Müller (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Estes conhecimentos resultam da detecção de várias moléculas fundamentais: vapor de água, monóxido de carbono, monóxido de silício e metano. Com estas detecções, astrónomos conseguiram compilar um inventário do carbono, oxigênio e silício na atmosfera de WASP-121 b. A detecção de metano, em particular, também sugere fortes ventos verticais no mais frio lado noturno, um processo frequentemente ignorado nos modelos atuais.

O WASP-121 b é um planeta gigante ultraquente que orbita a sua estrela progenitora a uma distância de apenas duas vezes o diâmetro da estrela, completando uma órbita em aproximadamente 30,5 horas. O planeta exibe dois hemisférios distintos: um que está sempre virado para a estrela hospedeira, com temperaturas localmente superiores a 3.000º C, e um eterno lado noturno onde as temperaturas descem para 1.500º C.

Os astrônomos analisaram a abundância de compostos que se evaporam a temperaturas muito diferentes, fornecendo pistas sobre a formação e evolução do planeta. O WASP-121 b provavelmente acumulou a maior parte do seu gás numa região suficientemente fria para que a água permanecesse congelada, mas suficientemente quente para que o metano se evaporasse e existisse na sua forma gasosa. 

Uma vez que os planetas se formam num disco de gás e poeira que rodeia uma estrela jovem, estas condições ocorrem a distâncias em que a radiação estelar cria as temperaturas adequadas. No nosso próprio Sistema Solar, esta região situa-se num local entre as órbitas de Júpiter e Urano. Este fato é notável, dado que WASP-121 b orbita agora perigosamente perto da superfície da sua estrela hospedeira. Isto sugere que, após a sua formação, empreendeu uma longa viagem desde as geladas regiões exteriores até ao centro do sistema planetário. 

O silício foi detectado como monóxido de silício (SiO) gasoso, mas entrou originalmente no planeta através de material rochoso, como o quartzo, armazenado em planetesimais, essencialmente asteroides, depois de ter adquirido a maior parte do seu invólucro gasoso. A formação de planetesimais leva tempo, indicando que este processo ocorreu durante os últimos estágios do desenvolvimento planetário. 

A formação planetária começa com partículas de poeira gelada que se juntam e crescem gradualmente até se transformarem em seixos com centímetros a metros. Atraem o gás circundante e pequenas partículas, acelerando o seu crescimento. Estas são as sementes de futuros planetas como WASP-121 b. O arrasto do gás circundante faz com que os seixos em movimento espiralem em direção à estrela. Enquanto migram, os seus gelos incorporados começam a evaporar-se nas regiões interiores mais quentes do disco. À medida que os planetas jovens orbitam as suas estrelas hospedeiras, podem crescer o suficiente para abrir brechas substanciais no disco protoplanetário. Isto interrompe a deriva dos seixos para o interior e o fornecimento de gelo incorporado, mas deixa disponível gás suficiente para construir uma atmosfera alargada. 

No caso de WASP-121 b, isto parece ter ocorrido num local onde os seixos de metano se evaporaram, enriquecendo o gás que o planeta fornecia com carbono. Em contraste, os seixos de água permaneceram congelados, prendendo o oxigênio. 

À medida que a temperatura de uma atmosfera muda, é esperado que as quantidades de diferentes moléculas, como o metano e o monóxido de carbono, variem. Às temperaturas muito altas do lado diurno de WASP-121 b, o metano é altamente instável e não estará presente em quantidades detectáveis.

Os astrônomos determinaram que, para planetas como WASP-121 b, o gás do hemisfério diurno deve ser misturado com o do hemisfério noturno, relativamente frio, mais depressa do que a composição do gás se pode ajustar às temperaturas mais baixas. Neste cenário, seria de esperar que a abundância de metano fosse negligenciável no lado noturno, tal como acontece no lado diurno. Quando, ao invés, foi detectado metano abundante no lado noturno de WASP-121 b, foi uma surpresa total. Para explicar este resultado, a equipe propõe que o gás metano deve ser rapidamente reabastecido no lado noturno para manter a sua elevada abundância. 

Um mecanismo plausível envolve fortes correntes verticais que levantam o gás metano das camadas atmosféricas inferiores, que são ricas em metano graças às temperaturas noturnas relativamente baixas combinadas com a elevada relação carbono/oxigênio da atmosfera.

Isto desafia os modelos dinâmicos dos exoplanetas, que provavelmente terão de ser adaptados para reproduzir a forte mistura vertical descoberta no lado noturno de WASP-121 b. À medida que o planeta gira, a radiação térmica recebida da sua superfície varia, expondo diferentes porções da sua atmosfera irradiada. Isto permitiu a caracterização da composição química do lado diurno e do lado noturno do planeta. Os astrônomos também captaram observações enquanto o planeta transitava em frente da sua estrela. Durante esta fase, alguma luz estelar é filtrada através do limbo atmosférico do planeta, deixando impressões digitais espectrais que revelam a sua composição química. Este tipo de medição é especialmente sensível à região de transição onde os gases do lado diurno e noturno se misturam.

Foram publicados artigos na revista Nature Astronomy e no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Planeta gigante em órbita de estrela minúscula

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University College London

Identificada água gelada num sistema estelar jovem

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um tipo de exoplaneta comum mas misterioso

Embora não orbitem em torno do nosso Sol, os sub-Netunos são o tipo mais comum de exoplanetas observados na nossa Galáxia.

© STScI (ilustração do exoplaneta TOI-421 b e sua estrela hospedeira)

Estes planetas gasosos menores que os nossos gigantes estão envoltos em mistério, e muitas vezes, em muita neblina.

Agora, ao observar o exoplaneta TOI-421 b, o Ttlescópio espacial James Webb está ajudando os astrônomos a compreender os sub-Netunos de uma forma que não era possível antes do lançamento do telescópio.

A existência de sub-Netunos era inesperada antes de terem sido descobertos pelo telescópio espacial Kepler da NASA na década passada. Agora, os astrônomos estão  tentando perceber de onde vieram estes planetas e porque são tão comuns. Antes do Webb, os cientistas tinham muito pouca informação sobre eles. Embora os sub-Netunos sejam algumas vezes maiores do que a Terra, são ainda muito menores do que os planetas gigantes gasosos e tipicamente mais frios do que os Júpiteres quentes, o que torna a sua observação muito mais difícil do que a dos seus homólogos gigantes gasosos.

Uma importante descoberta anterior ao Webb foi que a maioria das atmosferas dos sub-Netunos tinha espectros de transmissão simples ou sem características. Isto significa que quando o espetro do planeta era observado à medida que este passava em frente da sua estrela hospedeira, em vez de serem vistas características espectrais - as impressões digitais químicas que revelariam a composição da atmosfera - são notadas apenas um espectro achatado.

Os astrônomos concluíram, a partir de todos esses espectros, que pelo menos certos sub-Netunos estavam provavelmente muito obscurecidos por nuvens ou neblinas. Porque é que observamos este planeta, TOI-421 b? A razão é que existiam alguns dados anteriores que implicavam que talvez os planetas numa determinada gama de temperaturas estivessem menos envoltos em neblina ou nuvens do que outros. Esse limiar de temperatura é de cerca de 570°C. Abaixo dessa temperatura, é colocada a hipótese de ocorrer um conjunto complexo de reações fotoquímicas entre a luz solar e o gás metano, o que provocaria a neblina.

Mas os planetas mais quentes não deveriam ter metano e, portanto, talvez não devessem ter neblina. A temperatura de TOI-421 b é de cerca de 720ºC, muito acima do presumível limiar. Sem neblina ou nuvens, foi vista uma atmosfera clara.

© STSCI (espectro de substâncias químicas na atmosfera)

Um espectro de transmissão captado pelo telescópio espacial James Webb revela substâncias químicas na atmosfera do sub-Netuno quente TOI-421 b.

A equipe encontrou vapor de água na atmosfera do planeta, bem como assinaturas provisórias de monóxido de carbono e dióxido de enxofre. Depois, há moléculas que não foram detectadas, como o metano e o dióxido de carbono. A partir dos dados, podem também inferir que existe uma grande quantidade de hidrogênio na atmosfera de TOI-421 b. A atmosfera leve de hidrogênio foi a grande surpresas.

Isto sugere que TOI-421 b pode ter sido formado e evoluído de forma diferente dos sub-Netunos mais frios observados anteriormente. A atmosfera dominada pelo hidrogênio é também interessante porque imita a composição da estrela hospedeira de TOI-421 b. Para além de ser mais quente do que outros sub-Netunos observados anteriormente com o Webb, TOI-421 b orbita uma estrela semelhante ao Sol. A maioria dos outros sub-Netunos que foram observados até agora orbitam estrelas menores e frias, chamadas anãs vermelhas.

Será TOI-421 b emblemático dos sub-Netunos quentes que orbitam estrelas semelhantes ao Sol, ou apenas demonstrativo de que os exoplanetas são muito diversos? Para descobrir, os pesquisadores gostariam de observar mais sub-Netunos quentes para determinar se este é um caso único ou uma tendência mais alargada. Esperam obter informações sobre a formação e evolução destes exoplanetas comuns.

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

As "super-Terras" com órbitas muito alongadas

Um novo estudo mostra que os planetas maiores do que a Terra e menores do que Netuno são comuns para lá do Sistema Solar.

© U. Westlake (populações de planetas na direção do bojo da Via Láctea)

A mesma equipe internacional anunciou também a descoberta de um exoplaneta com cerca de duas vezes o tamanho da Terra, que orbita a sua estrela a uma distância superior à de Saturno em torno do Sol. Estes resultados são outro exemplo de como os sistemas planetários podem ser diferentes do nosso Sistema Solar.

Este objeto é uma "super-Terra", que é maior do que o nosso planeta natal, mas menor do que Netuno, e está num local onde antes só se encontravam planetas milhares ou centenas de vezes mais massivos do que a Terra. 

A descoberta desta nova super-Terra, mais distante, é ainda mais significativa porque faz parte de um levantamento mais alargado. Ao medir as massas de muitos planetas relativamente às estrelas que os acolhem, foi descoberto novas informações sobre as populações de planetas na Via Láctea. 

Este estudo utilizou microlentes gravitacionais, um efeito em que a luz de objetos distantes é ampliada por um corpo interveniente, como um planeta. As microlentes são particularmente eficazes para encontrar exoplanetas a grandes distâncias, aproximadamente entre as órbitas da Terra e de Saturno, das suas estrelas hospedeiras. O maior estudo do seu gênero, este trabalho tem cerca de três vezes mais exoplanetas e inclui alguns cerca de oito vezes menores do que amostras anteriores encontradas usando a técnica de microlente. 

Os pesquisadores utilizaram dados da KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network). Esta rede é constituída por três telescópios no Chile, África do Sul e Austrália, o que permite um monitoramento ininterrupto do céu noturno.

O nosso Sistema Solar é constituído por quatro planetas interiores pequenos e rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte) e quatro planetas exteriores grandes e gasosos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno). As pesquisas exoplanetárias efetuadas até à data utilizando outras técnicas, ou seja, de planetas em trânsito com telescópios como o Kepler e o TESS e pesquisas de velocidade radial, mostraram que outros sistemas podem conter uma variedade de planetas pequenos, médios e grandes em órbitas menores do que a da Terra em torno do Sol. O último trabalho da equipe liderada pelo Centro de Astrofísica do Harvard & Smithsonian mostra que as super-Terras também são comuns nas regiões exteriores de outros sistemas solares.

Este resultado sugere que, em órbitas semelhantes às de Júpiter, a maioria dos sistemas planetários pode não espelhar o nosso Sistema Solar. Os astrônomos estão também tentando determinar quantas super-Terras existem em comparação com o número de exoplanetas do tamanho de Netuno. Este estudo mostra que existem pelo menos tantas super-Terras quanto planetas do tamanho de Netuno.

Um artigo foi publicado na revista Science.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descoberto um exoplaneta que está se desintegrando rapidamente

Astrônomos do MIT (Massachusetts Institute of Technology) descobriram um planeta a cerca de 140 anos-luz da Terra que está se desfazendo rapidamente em pedaços.

© MIT (planeta em desintegração orbita uma estrela gigante)

O mundo em desintegração tem aproximadamente a massa de Mercúrio, embora orbite cerca de 20 vezes mais perto da sua estrela do que Mercúrio do Sol, completando uma revolução a cada 30,5 horas. 

A uma tal proximidade da sua estrela, o planeta está provavelmente coberto de magma que é perdido para o espaço. À medida que o planeta gira em torno da sua estrela, está liberando uma enorme quantidade de minerais da superfície e efetivamente se evaporando. 

Os astrônomos detectaram o planeta usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, uma missão liderada pelo MIT que monitora as estrelas mais próximas em busca de trânsitos, ou quedas periódicas no brilho estelar que podem ser sinais de exoplanetas em órbita. O sinal que chamou a atenção dos astrônomos foi um trânsito peculiar, com um mergulho que variava em profundidade em cada órbita. 

Os cientistas confirmaram que o sinal é de um planeta rochoso em órbita íntima que é seguido por uma longa cauda de detritos, semelhante à de um cometa. A dimensão da cauda é gigantesca, estendendo-se a mais de 14 milhões de quilômetros, ou seja, cerca de metade da órbita completa do planeta. Parece que o planeta está se desintegrando a um ritmo dramático, liberando uma quantidade de material equivalente a um Monte Everest de cada vez que orbita a sua estrela. A este ritmo, dada a sua pequena massa, os pesquisadores preveem que o planeta se possa desintegrar completamente daqui a cerca de 1 milhão a 2 milhões de anos.

O novo exoplaneta, denominado BD+05 4868 Ab, foi detectado quase por acaso. Os astrônomos não estavam à procura deste tipo de planeta, eles estavam fazendo a típica verificação de planetas e foi detectado esta breve queda na curva de luz, que se repete regularmente, indicando que um corpo compacto, como um planeta, está passando brevemente à frente da luz da sua estrela hospedeira, bloqueando-a temporariamente. 

Este padrão típico é diferente do que foi observado na estrela hospedeira BD+05 4868 A, localizada na constelação de Pégaso. Embora aparecesse um trânsito a cada 30,5 horas, o brilho demorava muito mais tempo para voltar ao normal, sugerindo uma longa estrutura que continuava bloqueando a luz estelar. Ainda mais intrigante é o fato da profundidade da queda mudar a cada órbita, sugerindo que o que quer que estivesse passando à frente da estrela não tinha sempre a mesma forma nem bloqueava a mesma quantidade de luz.

A forma do trânsito é típica de um cometa com uma cauda longa. Exceto que é improvável que esta cauda contenha gases voláteis e gelo, como se espera de um cometa típico, estes não sobreviveriam muito tempo a uma proximidade tão grande da estrela hospedeira. No entanto, os minerais evaporados da superfície planetária podem permanecer o tempo suficiente para apresentar uma cauda tão distinta. 

Dada a proximidade à sua estrela, estima-se que o planeta esteja sendo aquecido a cerca de 1.600º C. À medida que a estrela "assa" o planeta, quaisquer minerais na sua superfície estão provavelmente fervendo e escapando para o espaço, onde arrefecem numa longa e poeirenta cauda. O dramático declínio deste planeta é uma consequência da sua baixa massa, que está entre a de Mercúrio e a da Lua. Planetas terrestres mais massivos, como a Terra, têm uma atração gravitacional mais forte e, por isso, conseguem manter as suas atmosferas. No caso de BD+05 4868 Ab, os pesquisadores suspeitam que há muito pouca gravidade para manter o planeta unido. 

Este é um objeto muito pequeno, com uma gravidade muito fraca, por isso perde facilmente muita massa, o que enfraquece ainda mais a sua gravidade, perdendo ainda mais massa. É um processo descontrolado e só está piorando cada vez mais para o planeta. Dos quase 6.000 exoplanetas descobertos até agora, os cientistas conhecem apenas três outros em desintegração localizados além do nosso Sistema Solar. Cada um destes mundos em ruínas foi detectado há mais de 10 anos, utilizando dados do telescópio espacial Kepler da NASA.

Todos os três exoplanetas foram detectados com caudas semelhantes a cometas. BD+05 4868 Ab tem a cauda mais longa e os trânsitos mais profundos dos quatro planetas em desintegração conhecidos até agora. Isso implica que a sua evaporação é a mais catastrófica e que vai desaparecer muito mais depressa do que os outros planetas. A estrela que acolhe o planeta está relativamente perto e, por isso, é mais brilhante do que as estrelas que hospedam os outros três exoplanetas em desintegração, o que torna este sistema ideal para observações posteriores com o telescópio espacial James Webb, que pode ajudar a determinar a composição mineral da cauda de poeira, identificando as cores de luz infravermelha que absorve. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology