Será que um exoplaneta distante abriga uma lua vulcânica?

Uma nova pesquisa realizada no Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA revela potenciais sinais de uma lua rochosa e vulcânica em órbita de um exoplaneta situado a 635 anos-luz da Terra.

© NASA (ilustração de lua vulcânica ao redor de exoplaneta e sua estrela)

A pista mais significativa é uma nuvem de sódio que os resultados sugerem estar próxima, mas ligeiramente dessincronizada com o exoplaneta, um gigante gasoso do tamanho de Saturno chamado WASP-49 b, embora seja necessária investigação adicional para confirmar o comportamento da nuvem. 

No nosso Sistema Solar, as emissões de gás da lua vulcânica de Júpiter, Io, criam um fenômeno semelhante. Embora não tenha sido ainda confirmada a existência de nenhuma exolua (luas de planetas localizados além do nosso Sistema Solar), foram identificados vários candidatos. 

É provável que estas companheiras planetárias tenham passado despercebidas porque são demasiado pequenas e tênues para serem detectadas pelos telescópios atuais. A nuvem de sódio em torno de WASP-49 b foi detectada pela primeira vez em 2017. 

A lua Io, o corpo mais vulcânico do nosso Sistema Solar, expele constantemente dióxido de enxofre, sódio, potássio e outros gases que podem formar vastas nuvens em volta de Júpiter até 1.000 vezes o raio do planeta gigante. É possível que os astrónomos que observam outro sistema estelar possam detectar uma nuvem de gás como a de Io, mesmo que a lua seja demasiado pequena para ser vista.

Tanto WASP-49 b como a sua estrela são compostos principalmente por hidrogênio e hélio, com vestígios de sódio. Nenhum dos dois contém sódio suficiente para explicar a nuvem, que parece vir de uma fonte que está produzindo cerca de 100.000 quilogramas de sódio por segundo. Mesmo que a estrela ou o planeta pudessem produzir essa quantidade de sódio, não é claro qual o mecanismo que o poderia expelir para o espaço. Poderá a fonte ser uma exolua vulcânica? 

O trabalho para responder esta questão revelou-se imediatamente um desafio porque, a uma distância tão grande, a estrela, o planeta e a nuvem sobrepõem-se frequentemente e ocupam o mesmo ponto minúsculo e distante no espaço. Por isso, o sistema deve ser observado ao longo do tempo. Por exemplo, duas vezes as observações indicaram que a nuvem aumentou subitamente de tamanho, como se estivesse sendo reabastecida, quando não estava junto ao planeta. Também foi observado que a nuvem se movia mais depressa do que o planeta, o que pareceria impossível a menos que estivesse sendo gerada por outro corpo que se movesse independentemente e mais depressa do que o planeta. 

Embora estas observações tenham intrigado os pesquisadores, estes afirmam que precisariam de observar o sistema durante mais tempo para terem a certeza da órbita e da estrutura da nuvem. 

O exoplaneta WASP-49 b orbita a estrela a cada 2,8 dias com uma regularidade semelhante à de um relógio, mas a nuvem aparecia e desaparecia atrás da estrela ou atrás do planeta em intervalos aparentemente irregulares. Usando um modelo computacional, os pesquisadores mostraram que uma lua com uma órbita de oito horas em volta do planeta podia explicar o movimento e a atividade da nuvem, incluindo a forma como por vezes parecia mover-se à frente do planeta e não parecia estar associada a uma região particular do planeta.

Na Terra, os vulcões são impulsionados pelo calor no seu núcleo, remanescente da formação planetária. Os vulcões de Io, por outro lado, são impulsionados pela gravidade de Júpiter, que "aperta e desaperta" a lua à medida que esta se aproxima ou se afasta do planeta. Esta flexão aquece o interior da pequena lua, levando a um processo chamado vulcanismo de marés. Se WASP-49 b tiver uma lua de tamanho semelhante ao da Terra, estima-se que a rápida perda de massa combinada com a compressão da gravidade do planeta acabará por provocar a sua desintegração.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

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

A evolução do sistema planetário Trappist-1

Os planetas são corpos que orbitam uma estrela e que têm massa gravitacional suficiente para adquirirem uma forma aproximadamente esférica que, por sua vez, exercem força gravitacional sobre objetos menores à sua volta, como asteroides e luas.

© JPL-Caltech (ilustração do sistema planetário Trappist-1)

Durante a maior parte da história da humanidade, os únicos planetas que os nossos antepassados conheciam eram aqueles que conseguiam ver no céu noturno. Mas nos últimos 30 anos, foram desenvolvidos telescópios suficientemente sensíveis para inferir a presença de exoplanetas. Eles são, evidentemente, muito mais difíceis de observar diretamente do que as estrelas e do que as galáxias. 

Quase todas as descobertas exoplanetárias, sobretudo a partir de 2010, têm-se baseado em medições fotométricas (a quantidade de luz recebida) das estrelas hospedeiras, e não dos próprios planetas. A isto chama-se o método do trânsito. 

Agora, com a ajuda do telescópio espacial Spitzer, que fez a sua primeira detecção de exoplanetas em 2005; do telescópio espacial Kepler, concebido especificamente para procurar exoplanetas; e do telescópio espacial James Webb, lançado em 2021, o método de trânsito e outras técnicas confirmaram a existência de mais de 5.000 exoplanetas que habitam milhares de sistemas estelares.

A maioria dos exoplanetas forma-se a partir do disco de gás e poeira em torno de estrelas recém-formadas e espera-se que migrem para o interior, aproximando-se do limite interno desse disco. Isto cria sistemas planetários que estão muito mais próximos da estrela hospedeira do que no nosso Sistema Solar. Na ausência de outros fatores, os planetas tenderão a afastar-se uns dos outros a distâncias características baseadas nas suas massas e nas forças gravitacionais entre os planetas e a sua estrela hospedeira. As posições dos planetas formam ressonâncias entre os seus períodos orbitais. Assim, por exemplo, se um planeta demora dois dias para orbitar em torno da sua estrela, o planeta seguinte, mais afastado, demorará três dias. Se esse segundo planeta e um terceiro mais afastado também estiverem numa ressonância de 3:2, então o período orbital do terceiro planeta será de 4,5 dias. 

O sistema Trappist-1, que abriga sete planetas e está situado a cerca de 40 anos-luz da Terra, é especial por várias razões. A razão entre as órbitas dos planetas b e c é de 8:5, e a razão entre os planetas c e d é de 5:3. 

O desafio foi então desenvolver um modelo que pudesse explicar as órbitas dos planetas Trappist-1 e de como chegaram à sua configuração atual. O modelo resultante sugere que os quatro planetas interiores evoluíram inicialmente sozinhos na esperada cadeia de ressonância 3:2. Foi apenas quando a fronteira interior do disco se expandiu para fora que as suas órbitas relaxaram da cadeia 3:2 mais apertada para a configuração que é observada atualmente. O quarto planeta, que originalmente se situava no limite interior do disco, movendo-se mais para fora juntamente com ele, foi mais tarde empurrado para dentro quando três planetas exteriores adicionais se juntaram ao sistema planetário numa fase posterior. Trappist-1 é muito interessante porque é muito complexo; é uma longa cadeia planetária. E é um ótimo exemplo para testar teorias alternativas da formação de sistemas planetários.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: California Institute of Technology

A chave para a rápida formação planetária

Uma equipe de pesquisadores da LMU (Ludwig-Maximilians-Universität München) desenvolveu um novo modelo para explicar a formação de planetas gigantes, como Júpiter, que fornece uma visão mais profunda dos processos de formação e pode expandir a nossa compreensão dos sistemas planetários.

© Thomas Zankl (formação de gigantes gasosos num disco protoplanetário)

O nosso Sistema Solar é a nossa vizinhança cósmica imediata. Ele é constituído pelo Sol no centro; depois os planetas rochosos Mercúrio, Vênus, Terra e Marte; e depois o cinturão de asteroides; seguidos pelos gigantes gasosos Júpiter e Saturno; depois os gigantes gelados Urano e Netuno; e finalmente o cinturão de Kuiper com os seus cometas. 

Mas até que ponto conhecemos realmente o nosso lar? As teorias anteriores partiam do princípio de que os planetas gigantes se formavam por colisão e acumulação de corpos celestes semelhantes a asteroides, os chamados planetesimais, e pela subsequente acreção de gás ao longo de milhões de anos. No entanto, estes modelos não explicam nem a existência de gigantes gasosos localizados longe das suas estrelas, nem a formação de Urano e Netuno. 

No seu novo modelo, os astrofísicos do ORIGINS Excellence Cluster, da LMU e da Sociedade Max Planck consideram, pela primeira vez, todos os processos que são decisivos para a formação dos planetas. Os pesquisadores demonstram como as partículas de poeira de tamanho milimétrico se acumulam aerodinamicamente no disco de gás turbulento e como esta perturbação inicial no disco aprisiona a poeira e a impede de desaparecer na direção da estrela. Esta acumulação torna o crescimento dos planetas muito eficiente, uma vez que, de repente, há muito material disponível numa área compacta e estão reunidas as condições adequadas para a formação planetária. O processo começa de novo, de dentro para fora, e outro planeta gigante pode formar-se. 

No nosso Sistema Solar, os gigantes gasosos Júpiter e Netuno estão situados, respectivamente, a uma distância de cerca de 5 UA (unidades astronômicas) e 30 UA do Sol. Para comparação, a Terra está a cerca de 150 milhões de quilômetros do Sol, o que equivale a 1 UA. 

O estudo mostra que, em outros sistemas planetários, uma perturbação pode desencadear o processo a distâncias muito maiores e ainda assim acontecer muito rapidamente. Tais sistemas têm sido observados frequentemente nos últimos anos pelo ALMA, que encontrou gigantes gasosos em discos jovens a uma distância superior a 200 UA. No entanto, o modelo também explica porque é que o nosso Sistema Solar aparentemente deixou de formar planetas adicionais depois de Netuno: o material de construção simplesmente se esgotou. 

Os resultados do estudo coincidem com observações de sistemas planetários jovens que têm subestruturas pronunciadas nos seus discos. Estas subestruturas desempenham um papel decisivo na formação dos planetas. O estudo indica que a formação de planetas gigantes e gigantes gasosos se processa com maior eficiência e rapidez do que se supunha anteriormente. Estes novos conhecimentos poderão refinar a nossa compreensão da origem e desenvolvimento dos planetas gigantes do nosso Sistema Solar e explicar a diversidade dos sistemas planetários observados.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Max Planck Institute for Solar System Research

Um exoplaneta raro com uma órbita extremamente estranha

Usando o telescópio WIYN de 3,5 metros do Observatório Nacional de Kitt Peak, os astrônomos descobriram a órbita extrema de um exoplaneta que está a caminho de se tornar num Júpiter quente.

© NOIRLab (ilustração de exoplaneta perto de sua estrela)

Este exoplaneta não só segue uma das órbitas mais drasticamente esticadas de todos os exoplanetas em trânsito conhecidos, como também está orbitando a sua estrela de trás para a frente, o que permite compreender o mistério da evolução dos Júpiteres quentes.

Atualmente, existem mais de 7.000 exoplanetas confirmados em quase 5.000 sistemas estelares. Dentro desta população, algumas centenas pertencem à curiosa classe conhecida como Júpiteres quentes, que são exoplanetas grandes, semelhantes a Júpiter, que orbitam muito perto da sua estrela, alguns até tão perto quanto Mercúrio está do nosso Sol.

Como é que os Júpiteres quentes acabam em órbitas tão próximas é ainda um mistério, mas os astrônomos postulam que começam em órbitas distantes da sua estrela e depois migram para o interior ao longo do tempo. As fases iniciais deste processo raramente foram observadas, mas com esta nova análise de um exoplaneta com uma órbita incomum, o mistério dos Júpiteres quentes está mais perto de ser desvendado.

A descoberta deste exoplaneta, denominado TIC 241249530 b, teve origem na detecção pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, em janeiro de 2020, de uma queda no brilho de uma estrela consistente com a passagem de um único planeta do tamanho de Júpiter à sua frente, ou em trânsito. Para confirmar a natureza destas flutuações e eliminar outras causas possíveis, uma equipe de astrônomos utilizou dois instrumentos no telescópio WIYN de 3,5 metros do Observatório Nacional de Kitt Peak, um programa do NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory). A equipe começou por utilizar o NESSI (NN-EXPLORE Exoplanet and Stellar Speckle Imager) numa técnica que ajuda a "congelar" a cintilação atmosférica e a eliminar quaisquer fontes estranhas que possam confundir a fonte do sinal. Depois, usando o espectrógrafo NEID (NN-EXPLORE Exoplanet Investigations with Doppler Spectroscopy) foi medida a velocidade radial de TIC 241249530 b observando cuidadosamente como o espectro da sua estrela hospedeira, ou os comprimentos de onda da sua luz emitida, se alteravam em resultado do exoplaneta que a orbitava.

A análise detalhada do espectro confirmou que o exoplaneta é aproximadamente cinco vezes mais massivo do que Júpiter. E também revelou que o exoplaneta está orbitando ao longo de uma trajetória extremamente excêntrica, ou esticada. A excentricidade da órbita de um planeta é medida numa escala de 0 a 1, sendo 0 uma órbita perfeitamente circular e 1 uma órbita altamente elíptica. Este exoplaneta tem uma excentricidade orbital de 0,94, o que o torna mais excêntrico do que a órbita de qualquer outro exoplaneta já encontrado através do método de trânsito (existe um outro exoplaneta com uma excentricidade superior, HD 20782 b com 0,956, mas não transita a sua estrela). Para comparação, a órbita altamente elíptica de Plutão em torno do Sol tem uma excentricidade de 0,25; a excentricidade da Terra é de 0,02.

Se este planeta fizesse parte do nosso Sistema Solar, a sua órbita se estenderia desde a maior aproximação, dez vezes mais perto do Sol do que Mercúrio, até à sua posição mais longínqua, à distância da Terra. Esta órbita extrema faria com que as temperaturas no planeta variassem entre as de um dia de verão e as suficientemente quentes para derreter titânio.

Para aumentar a natureza incomum da órbita do exoplaneta, foi descoberto que está orbitando numa direção oposta à rotação da sua estrela hospedeira. Isto não é algo que é observado na maior parte dos outros exoplanetas, nem no nosso Sistema Solar.

As características orbitais únicas do exoplaneta também sugerem a sua trajetória futura. Espera-se que a sua órbita inicial altamente excêntrica e a sua aproximação extremamente íntima à estrela hospedeira "circularizem" a órbita do planeta, uma vez que as forças de maré no planeta retiram energia da órbita e fazem com que esta diminua gradualmente e se torne mais circular. A descoberta deste exoplaneta antes desta migração ter tido lugar tem muito valor, uma vez que dá uma visão crucial sobre a forma como os Júpiteres quentes se formam, estabilizam e evoluem ao longo do tempo.

O telescópio espacial James Webb tem a sensibilidade necessária para sondar as alterações na atmosfera do exoplaneta recém-descoberto à medida que este sofre um rápido aquecimento. O TIC 241249530 b é apenas o segundo exoplaneta já descoberto demonstrando a fase de pré-migração de um Júpiter quente. Isto afirma observacionalmente a ideia de que os gigantes gasosos de maior massa evoluem para se tornarem Júpiteres quentes à medida que migram de órbitas altamente excêntricas para órbitas mais estreitas e circulares.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Porque é que parece que estamos sozinhos na Via Láctea?

Uma nova pesquisa sugere uma explicação geológica para o fato de não terem sido encontradas evidências conclusivas da existência de civilizações extraterrestres avançadas, apesar da equação de Drake prever que deveriam existir muitas civilizações deste tipo na nossa Galáxia, capazes de comunicar conosco.

© Copilot Designer (imagem gerada por inteligência artificial de um exoplaneta habitado)

A pesquisa realizada pelo Dr. Robert Stern, geocientista da Universidade do Texas em Dallas, e o Dr. Taras Gerya, professor de Ciências da Terra no ETH (Eidgenössische Technische Hochschule) em Zurique, propõem que, em planetas com vida, é essencial, para a evolução de civilizações ativas e comunicativas, a presença de oceanos e continentes, bem como de placas tectônicas a longo prazo. Os pesquisadores concluem que a provável escassez destes três requisitos, em exoplanetas, diminuiria significativamente o número esperado de civilizações extraterrestres na Via Láctea.

A vida existe na Terra há cerca de 4 bilhões de anos, mas organismos complexos como os animais só apareceram há cerca de 600 milhões de anos, ou seja, pouco tempo depois do início do episódio moderno das placas tectônicas. 

Em 1961, o astrónomo Dr. Frank Drake concebeu uma equação em que vários fatores são multiplicados para estimar o número de civilizações inteligentes na Via Láctea capazes de evidenciar a sua presença aos humanos: 

N = R* x fp x ne x fl x fi x fc x L 

N - o número de civilizações da Via Láctea cujas emissões eletromagnéticas (ondas de rádio, etc.) são detectáveis;

R* - o número de estrelas formadas anualmente;

fp - a fração dessas estrelas com sistemas planetários;

ne - o número de planetas por sistema solar com um ambiente adequado à vida;

fl - a fração de planetas adequados em que a vida realmente aparece;

fi - a fração de planetas com vida em que surge vida inteligente;

fc - a fração de civilizações que desenvolvem uma tecnologia que produz sinais detectáveis da sua existência;

L - o período médio de tempo (anos) em que essas civilizações produzem esses sinais.

A atribuição de valores às sete variáveis tem sido um jogo de adivinhação, levando a previsões de que tais civilizações devem ser comuns. Mas se isso é verdade, porque é que não existem evidências conclusivas da sua existência? Esta contradição é conhecida como o paradoxo de Fermi, nome dado em homenagem ao Dr. Enrico Fermi, físico nuclear e Prêmio Nobel de Física, que colocou informalmente tal questão. 

No seu estudo, Stern e Gerya propõem o aperfeiçoamento de uma das incógnitas da equação de Drake - fi, a fração de planetas com vida em que surge vida inteligente - para ter em conta a necessidade de grandes oceanos e continentes e a existência de placas tectônicas, há mais de 500 milhões de anos, nesses planetas. Na formulação original, pensava-se que esta incógnita era quase 1, ou 100%; isto é, em todos os planetas com vida a evolução avançaria e, com tempo suficiente, se transformaria numa civilização inteligente. 

As placas tectônicas é uma teoria científica formulada no final da década de 1960 que afirma que a crosta e o manto superior da Terra estão divididos em pedaços móveis, ou placas, que se movem muito lentamente. No nosso Sistema Solar, apenas um dos quatro corpos rochosos com deformação da superfície e atividade vulcânica, a Terra, tem placas tectônicas. Três outros corpos: Vênus, Marte e a lua de Júpiter, Io, estão ativamente deformados e têm vulcões jovens, mas não têm placas tectônicas. Dois outros corpos rochosos: Mercúrio e a Lua, não têm essa atividade e estão tectonicamente mortos.

À medida que as placas tectônicas se movem, estas chocam ou afastam-se umas das outras, formando estruturas geológicas como montanhas, vulcões e oceanos, que também permitem o desenvolvimento de padrões meteorológicos e climáticos moderados. Através do intemperismo, os nutrientes são liberados nos oceanos. Ao criar e destruir habitats, as placas tectônicas exercem uma pressão ambiental moderada, mas incessante, sobre as espécies, para que evoluam e se adaptem. 

Os pesquisadores também avaliaram a importância da presença duradoura de grandes massas de terra e de oceanos para a evolução que levou a uma espécie ativa e capaz de comunicar. Eles propuseram uma revisão da equação de Drake que define "fi" como o produto de dois termos: foc, a fração de exoplanetas habitáveis com continentes e oceanos significativos, e fpt, a fração de planetas que tiveram placas tectônicas de longa duração.

Com base na sua análise, a fração de exoplanetas com um volume ideal de água é provavelmente muito pequena. Estimam que o valor de foc varia entre 0,0002 e 0,01. Da mesma forma, as placas tectônicas com uma duração superior a 500 milhões de anos é também altamente incomum, o que leva a uma estimativa de fpt inferior a 0,17. Quando esses fatores são multiplicados, obtem-se uma estimativa refinada de fi que é muito pequena, entre 0,003% e 0,2%, em vez de 100%. Isto explica a extrema raridade de condições planetárias favoráveis ao desenvolvimento de vida inteligente na Via Láctea e possivelmente resolve o paradoxo de Fermi. 

Um artigo foi publicado na edição online da revista Scientific Reports. 

Fonte: University of Texas

Três potenciais super-Terras em torno de uma estrela próxima

Os astrônomos descobriram três potenciais "super-Terras" em órbita de uma estrela anã laranja relativamente próxima.

© S. Samanta (ilustração do sistema estelar HD 48498)

Esta descoberta inovadora foi feita por uma equipe internacional de pesquisadores liderada pela Dra. Shweta Dalal da Universidade de Exeter, Inglaterra. Os exoplanetas estão orbitando a estrela HD 48498, localizada a cerca de 55 anos-luz da Terra. Uma anã laranja é uma estrela de classe K da sequência principal. Estes planetas completam uma órbita em torno da sua estrela hospedeira a cada 7, 38 e 151 dias terrestres, respectivamente.

Nomeadamente, o candidato mais externo a exoplaneta reside na zona habitável da sua estrela hospedeira, onde as condições poderiam permitir a existência de água líquida. Esta região é considerada ideal para potencialmente suportar vida. 

Os cientistas sublinham a importância desta descoberta, referindo que esta estrela laranja é algo semelhante ao nosso Sol e representa o sistema planetário mais próximo com uma Super-Terra na zona habitável em torno de uma estrela parecida com o Sol. 

Estas potenciais super-Terras, planetas com uma massa superior à da Terra mas significativamente inferior à dos gigantes gelados do Sistema Solar, Urano e Netuno, foram identificadas através do programa HARPS-N Rocky Planet Search. Ao longo de uma década, a equipe recolheu cerca de 190 medições altamente precisas de velocidade radial usando o espectrógrafo HARPS-N montado no TNG (Telescopio Nazionale Galileo) de 3,58 metros no Observatório Roque de los Muchachos em La Palma, Canárias. 

As medições da velocidade radial, que acompanham os movimentos sutis da estrela causados pelos planetas em órbita, são cruciais para estas descobertas. Ao analisar o espectro da luz estelar, os astrônomos podem determinar se esta está se movendo na nossa direção (desvio para o azul) ou para longe de nós (desvio para o vermelho). 

Para garantir a precisão das suas descobertas, a equipe utilizou várias metodologias e análises comparativas. A pesquisa revelou três candidatos planetários com massas mínimas que variam entre 5 e 11 vezes a da Terra. Isto sugere que a proximidade da estrela, combinada com a órbita favorável do planeta mais exterior, faz deste sistema um alvo promissor para futuras imagens diretas de alto contraste e estudos espectroscópicos de alta resolução. 

Esta descoberta realça a importância do monitoramento a longo prazo e de técnicas avançadas para desvendar os segredos de sistemas estelares distantes, abrindo novas portas do potencial da vida para além do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: University of Exeter

Planeta mantém atmosfera apesar da implacável radiação da sua estrela

Um exoplaneta raro, que deveria ter sido reduzido a rocha nua pela intensa radiação da sua estrela hospedeira, desenvolveu uma atmosfera inchada.

© R. Candanosa (ilustração do exoplaneta TIC 365102760 b)

Esta é a última de uma série de descobertas que obrigam os cientistas a repensar as teorias sobre a forma como os planetas envelhecem e morrem em ambientes extremos.

Apelidado de "Fênix" pela sua capacidade de sobreviver à energia radiante da sua estrela gigante vermelha, o planeta recém-descoberto ilustra a vasta diversidade dos sistemas solares e a complexidade da evolução planetária, especialmente no fim da vida das estrelas. 

O novo planeta pertence a uma categoria de mundos raros chamados "Netunos quentes", porque partilham muitas semelhanças com o gigante gelado mais exterior do Sistema Solar, apesar de estarem muito mais perto das suas estrelas hospedeiras e de serem muito mais quentes. 

Oficialmente designado TIC 365102760 b, o mais recente planeta inchado é surpreendentemente menor, mais velho e mais quente do que os cientistas pensavam ser possível. É 6,2 vezes maior do que a Terra, completa uma órbita em torno da sua estrela progenitora a cada 4,2 dias e está cerca de 6 vezes mais próximo dela do que Mercúrio está do Sol. Os planetas inchados são muitas vezes compostos por gases, gelo ou outros materiais mais leves que os tornam globalmente menos densos do que qualquer planeta do Sistema Solar. São tão raros que apenas cerca de 1% das estrelas os têm.

Devido à idade de Fênix e às suas temperaturas escaldantes, juntamente com a sua densidade inesperadamente baixa, o processo de despojamento da sua atmosfera deve ter ocorrido a um ritmo mais lento do que pensava ser possível. Estima-se também que o planeta é 60 vezes menos denso do que o "Netuno quente" mais denso descoberto até à data, e que não sobreviverá mais de 100 milhões de anos antes de começar a morrer ao espiralar para a sua estrela gigante.

As informações foram obtidas através da elaboração de um novo método para afinar os dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA. O telescópio do satélite consegue detectar planetas de baixa densidade, uma vez que estes diminuem o brilho das suas estrelas hospedeiras quando passam à sua frente. Foram combinadas medições adicionais obtidas no Observatório W.M. Keck, em Maunakea, no Havaí, uma instalação que segue as pequenas oscilações das estrelas causadas pelos seus planetas em órbita. 

As descobertas podem ajudar os cientistas a melhor compreender a evolução de atmosferas como a da Terra. É previsto que, dentro de alguns bilhões de anos, o Sol se expandirá até se tornar uma estrela gigante vermelha, que inchará e englobará a Terra e os outros planetas interiores. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Johns Hopkins University