Qual a razão pela qual alguns exoplanetas estão encolhendo?

Alguns exoplanetas parecem estar perdendo as suas atmosferas e encolhendo.

© STScI (ilustração do exoplaneta TOI-421 b)

Num novo estudo realizado com dados do aposentado telescópio espacial Kepler da NASA, os astrônomos encontraram evidências de uma possível causa: os núcleos destes planetas estão empurrando as suas atmosferas de dentro para fora.

Os exoplanetas existem numa variedade de tamanhos, desde pequenos planetas rochosos a colossais gigantes gasosos. No meio estão as super-Terras rochosas e os maiores sub-Netunos com atmosferas inchadas. Mas há uma ausência conspícua, uma "lacuna de tamanho", de planetas que se situam entre 1,5 e 2 vezes o tamanho da Terra (ou entre super-Terras e sub-Netunos). 

Os cientistas já confirmaram a detecção de mais de 5.000 exoplanetas, mas há menos planetas do que se esperava com um diâmetro entre 1,5 e 2 vezes o da Terra. 

Os pesquisadores pensam que esta lacuna pode ser explicada pelo fato de certos sub-Netunos perderem a sua atmosfera ao longo do tempo. Esta perda aconteceria se o planeta não tivesse massa suficiente e, portanto, força gravitacional, para manter a sua atmosfera. Assim, os sub-Netunos que não são suficientemente massivos encolheriam até ao tamanho das super-Terras, deixando a lacuna entre os dois tamanhos de planetas. 

Mas a forma exata como estes planetas estão perdendo a sua atmosfera tem permanecido um mistério. Os cientistas chegaram a um consenso sobre dois mecanismos prováveis: um deles é chamado de perda de massa alimentada pelo núcleo; e o outro, fotoevaporação. 

O estudo descobriu novas evidências que apoiam o primeiro. A perda de massa impulsionada pelo núcleo ocorre quando a radiação emitida pelo núcleo quente de um planeta empurra a atmosfera para longe do planeta ao longo do tempo. A outra explicação principal para a lacuna planetária, a fotoevaporação, ocorre quando a atmosfera de um planeta é essencialmente soprada pela radiação quente da sua estrela hospedeira. Neste cenário, a radiação altamente energética da estrela atua como um secador de cabelo num cubo de gelo.

Embora se pense que a fotoevaporação ocorre durante os primeiros 100 milhões de anos de um planeta, a perda de massa alimentada pelo núcleo ocorre muito mais tarde, perto um bilhão de anos de vida de um planeta. 

Neste estudoforam utilizados dados do K2 da NASA, uma missão alargada do telescópio espacial Kepler, para observar os aglomerados estelares do Presépio e das Híades, que têm entre 600 milhões e 800 milhões de anos. 

Como se pensa que os planetas têm geralmente a mesma idade que a sua estrela hospedeira, os sub-Netunos deste sistema estariam para além da idade em que a fotoevaporação poderia ter tido lugar, mas não suficientemente velhos para terem sofrido uma perda de massa impulsionada pelo núcleo. Assim, ao verificar que haviam muitos sub-Netunos nos aglomerados do Presépio e das Híades (em comparação com estrelas mais velhas em outros aglomerados), poderia concluir que a fotoevaporação não tinha ocorrido. Neste caso, a perda de massa alimentada pelo núcleo seria a explicação mais provável para o que acontece aos sub-Netunos menos massivos ao longo do tempo. 

Ao observar os aglomerados do Presépio e das Híades, os pesquisadores descobriram que quase 100% das estrelas nestes aglomerados ainda têm um planeta sub-Netuno ou um candidato a planeta na sua órbita. 

A julgar pelo tamanho destes planetas, os pesquisadores pensam que eles mantiveram as suas atmosferas. Isto difere das outras estrelas mais antigas observadas pelo K2 (estrelas com mais de 800 milhões de anos), das quais apenas 25% têm sub-Netunos em órbita. 

A idade mais avançada destas estrelas está mais próxima do período de tempo em que se pensa que ocorre a perda de massa impulsionada pelo núcleo. A partir destas observações, a concluiu-se que a fotoevaporação não poderia ter ocorrido nos aglomerados do Presépio e das Híades. Se tivesse acontecido, teria ocorrido centenas de milhões de anos antes, e estes planetas teriam pouca ou nenhuma atmosfera. Isto deixa a perda de massa alimentada pelo núcleo como a principal explicação para o que provavelmente acontece com as atmosferas destes planetas. 

Mas a pesquisa está longe de estar concluída, e é possível que a compreensão atual da fotoevaporação e/ou da perda de massa alimentada pelo núcleo possa evoluir. As descobertas serão provavelmente postas à prova por estudos futuros antes que alguém possa declarar o mistério desta lacuna planetária resolvido de uma vez por todas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Um novo sistema de sete planetas escaldantes

Um sistema de sete planetas escaldantes foi revelado pelo estudo continuado dos dados do telescópio espacial Kepler da NASA, já fora de serviço: cada um deles é banhado por mais calor radiante da sua estrela hospedeira, por área, do que qualquer planeta do nosso Sistema Solar.

© NASA / D. Rutter (ilustração do sistema Kepler-385)

Também ao contrário de qualquer dos nossos vizinhos imediatos, todos os sete planetas deste sistema, denominado Kepler-385, são maiores do que a Terra, mas menores do que Netuno. 

É um dos poucos sistemas planetários conhecidos que contém mais de seis planetas verificados ou candidatos a planeta. O sistema Kepler-385 está entre os destaques de um novo catálogo Kepler que contém quase 4,400 candidatos a planeta, incluindo mais de 700 sistemas multiplanetários. 

No centro do sistema Kepler-385 está uma estrela semelhante ao Sol, cerca de 10% maior e 5% mais quente. Os dois planetas interiores, ambos ligeiramente maiores do que a Terra, são provavelmente rochosos e podem ter atmosferas finas. Os outros cinco planetas são maiores, cada um com um raio cerca do dobro do tamanho da Terra, e espera-se que estejam envoltos em atmosferas espessas. 

A capacidade de descrever as propriedades do sistema Kepler-385 com tanto pormenor é uma prova da qualidade deste último catálogo exoplanetário. Enquanto os catálogos finais da missão Kepler se concentraram na produção de listas otimizadas para medir a frequência de planetas em torno de outras estrelas, este estudo concentra-se na produção de uma lista abrangente que fornece informações precisas sobre cada um dos sistemas, tornando possíveis descobertas como a de Kepler-385. 

O novo catálogo utiliza medições melhoradas das propriedades estelares e calcula com maior exatidão o percurso de cada planeta em trânsito através da sua estrela hospedeira. Esta combinação ilustra que, quando uma estrela acolhe vários planetas em trânsito, estes têm normalmente órbitas mais circulares do que quando uma estrela acolhe apenas um ou dois. As observações primárias do Kepler terminaram em 2013 e foram seguidas pela missão alargada do telescópio, denominada K2, que continuou até 2018. Os dados recolhidos pelo Kepler continuam revelando novas descobertas sobre a nossa Galáxia. Depois de a missão já nos ter mostrado que existem mais planetas do que estrelas, este novo estudo traça uma imagem mais detalhada do aspecto de cada um destes planetas e dos seus sistemas, contribuindo para informações dos muitos mundos para além do nosso Sistema Solar. 

Um artigo científico será publicado na revista The Planetary Science Journal. 

Fonte: University of the Pacific

Nuvem de poeira da colisão entre dois planetas gelados

Pela primeira vez, astrônomos viram o brilho térmico de dois planetas gigantes gelados colidindo.

© Mark Garlick (ilustração da colisão de dois planetas gigantes)

Também puderam observar a nuvem de poeira resultante se movendo em frente da estrela progenitora vários anos mais tarde. Liderados pelo astrônomo Matthew Kenworthy, do Observatório de Leiden, os pesquisadores monitoraram as variações de brilho da estrela durante dois anos após esta ter começado a escurecer no visível. 

Foi descoberto, por coincidência, que a estrela tinha duplicado o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos três anos antes. A estrela chama-se ASASSN-21qj. O seu nome vem da rede de telescópios que descobriu pela primeira vez o desvanecimento da estrela em comprimentos de onda visíveis. A estrela foi estudada intensivamente por uma rede de astrônomos amadores e profissionais, que observaram as mudanças de brilho. 

Uma publicação casual de um pesquisador amador numa rede social levou à descoberta de que o sistema duplicou o seu brilho em comprimentos de onda infravermelhos cerca de três anos antes da estrela começar a desvanecer-se no visível. A missão norte-americana NEOWISE já tinha observado este fato. 

A explicação mais provável é que dois exoplanetas gigantes de gelo colidiram um com o outro, produzindo o brilho infravermelho captado pela missão NEOWISE, e que a nuvem de detritos em expansão daí resultante se deslocou para a frente da estrela cerca de três anos mais tarde, fazendo com que o brilho da estrela diminuísse nos comprimentos de onda visíveis. A temperatura e o tamanho do material incandescente e a quantidade de tempo que o brilho durou é consistente com a colisão de dois exoplanetas gigantes de gelo, como inferido nos cálculos e modelos de computador. 

Normalmente, os planetas gigantes escondem os seus elementos pesados sob espessas camadas de hidrogênio e hélio. No entanto, nesta colisão, o material do interior foi ejetado ou arrastado para as regiões exteriores do corpo criado pela fusão dos dois planetas. Neste processo foi liberado muito vapor de água que ajudou a arrefecer o corpo pós-impacto até 1000 K. 

Ao longo dos próximos anos, a nuvem de poeira começará se espalhar ao longo da órbita do remanescente da colisão, e uma dispersão de luz desta nuvem pode ser detectada tanto com telescópios terrestres como com o telescópio espacial James Webb. Em última análise, a nuvem de material em torno do remanescente pode condensar-se para formar um cortejo de luas que vão orbitar em torno deste novo planeta.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Universiteit Leiden

Os estranhos exoplanetas de lava

Os mundos de lava, exoplanetas massivos que abrigam céus cintilantes e mares vulcânicos agitados chamados oceanos de magma, são muito diferentes dos planetas do nosso Sistema Solar.

© Getty Images (ilustração de um exoplaneta de lava)

Até à data, quase 50% de todos os exoplanetas rochosos já descobertos são capazes de manter magma às suas superfícies, provavelmente porque estes planetas estão tão próximos das suas estrelas hospedeiras que completam uma órbita em menos de 10 dias. Esta proximidade faz com que os planetas sejam bombardeados por condições climáticas adversas e com temperaturas extremas à superfície, tornando-os completamente inóspitos à vida tal como a conhecemos atualmente. 

Agora, num novo estudo, os cientistas demonstraram que estes vastos oceanos fundidos têm uma grande influência nas propriedades observadas das Super-Terras rochosas e quentes, tais como no seu tamanho e no seu percurso evolutivo. 

Foi descoberto que devido à natureza extremamente compressível da lava, os oceanos de magma podem fazer com que os planetas ricos em lava sem atmosfera sejam modestamente mais densos do que os planetas sólidos de tamanho semelhante, bem como afetar a estrutura dos seus mantos, a espessa camada interior que rodeia o núcleo de um planeta. Mesmo assim, uma vez que estes objetos são notoriamente pouco estudados, caracterizar o funcionamento fundamental dos planetas de lava pode ser uma tarefa difícil.

Um dos mais conhecidos destes misteriosos exoplanetas escaldantes é 55 Cancri e, um exoplaneta situado a cerca de 41 anos-luz de distância, que os cientistas descrevem como tendo céus cintilantes e mares de lava agitados. Embora existam objetos no nosso Sistema Solar, como a lua Io de Júpiter, que são extremamente ativos do ponto de vista vulcânico, não existem verdadeiros planetas de lava na nossa parte do cosmos que os cientistas possam estudar de perto. 

Utilizando o software de modelação do interior de exoplanetas Exoplex e dados recolhidos em estudos anteriores para construir um módulo que incluía informações sobre vários tipos de composições magmáticas, os pesquisadores simularam vários cenários evolutivos de um planeta semelhante à Terra com temperaturas à superfície entre 1.420 e 2.120 °C, o ponto de fusão em que o manto sólido do planeta se transformaria em líquido. 

A partir dos modelos que criaram, a equipe foi capaz de discernir que os mantos dos planetas com oceano de magma podem assumir uma de três formas: a primeira em que todo o manto está completamente derretido, a segunda em que um oceano de magma se encontra à superfície e um terceiro modelo tipo sanduíche que consiste num oceano de magma à superfície, uma camada de rocha sólida no meio e outra camada de magma derretido que se encontra mais próxima do núcleo do planeta. 

Os resultados sugerem que a segunda e a terceira formas são ligeiramente mais comuns do que os planetas completamente fundidos. Dependendo da composição dos oceanos de magma, alguns exoplanetas sem atmosfera são melhores do que outros para reter elementos voláteis, compostos como o oxigênio e o carbono necessários para a formação das primeiras atmosferas, durante bilhões de anos. Por exemplo, o estudo refere que um planeta da classe de magma basal que seja 4 vezes mais massivo do que a Terra pode aprisionar mais de 130 vezes a massa de água dos oceanos da Terra, e cerca de 1.000 vezes a quantidade de carbono atualmente presente na superfície e na crosta do nosso planeta.

Os exoplanetas de lava estão muito longe de se tornarem suficientemente habitáveis para suportar vida, mas é importante compreender os processos evolutivos. No entanto, este estudo torna claro que medir a sua densidade não é exatamente a melhor forma de caracterizar estes mundos quando os comparamos com exoplanetas sólidos, uma vez que um oceano de magma não aumenta nem diminui significativamente a densidade do seu planeta. Em vez disso, a pesquisa revela que outros parâmetros terrestres são essenciais, como as flutuações da gravidade à superfície de um planeta, para testar as teorias sobre o funcionamento destes corpos celestes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: Ohio State University

Descobertos metano e dióxido de carbono na atmosfera de exoplaneta

Uma nova pesquisa realizada por uma equipe internacional de astrônomos, utilizando dados do telescópio espacial James Webb, sobre K2-18 b, um exoplaneta 8,6 vezes mais massivo do que a Terra, revelou a presença de moléculas de carbono, incluindo metano e dióxido de carbono.

© STScI / J. Olmstead (ilustração do exoplaneta K2-18 b)

A descoberta vem juntar-se a estudos recentes que sugerem que K2-18 b poderá ser um exoplaneta Hiceano, um exoplaneta com potencial para possuir uma atmosfera rica em hidrogênio e uma superfície coberta de oceanos de água. 

A primeira visão sobre as propriedades atmosféricas deste exoplaneta na zona habitável veio de observações com o telescópio espacial Hubble, o que levou a estudos adicionais que desde então mudaram a nossa compreensão do sistema. O exoplaneta K2-18 b orbita a estrela anã fria K2-18 na zona habitável e situa-se a 120 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Leão. 

Os exoplanetas como K2-18 b, que têm tamanhos entre os da Terra e os de Netuno, são diferentes de tudo o que existe no nosso Sistema Solar. Esta falta de planetas análogos nas proximidades significa que estes "sub-Netunos" são mal compreendidos e a natureza das suas atmosferas é uma questão de debate ativo entre os astrônomos. A sugestão de que o sub-Netuno K2-18 b poderia ser um exoplaneta Hiceano é intrigante, uma vez que alguns astrônomos pensam que estes mundos são ambientes promissores para procurar evidências de vida.

A abundância de metano e dióxido de carbono em K2-18 b, bem como a escassez de amoníaco, apoiam a hipótese de que pode existir um oceano por baixo de uma atmosfera rica em hidrogênio. Estas observações iniciais do Webb também permitiram a detecção da molécula sulfureto de dimetilo (dimetilsulfureto). Na Terra, esta molécula só é produzida por vida. A maior parte do dimetilsulfureto na atmosfera da Terra é emitida pelo fitoplâncton em ambientes marinhos. A inferência de dimetilsulfureto é menos robusta e requer validação adicional. 

Embora K2-18 b se encontre na zona habitável e se saiba agora que abriga moléculas com carbono, isto não significa necessariamente que o planeta possa suportar vida. A grande dimensão do planeta, com um raio 2,6 vezes superior ao da Terra, significa que o seu interior contém provavelmente um grande manto de gelo a altas pressões, como Netuno, mas com uma atmosfera mais fina rica em hidrogênio e uma superfície oceânica. Prevê-se que os mundos hiceanos tenham oceanos de água. No entanto, também é possível que o oceano seja demasiado quente para ser habitável ou líquido. Embora este tipo de planeta não exista no nosso Sistema Solar, os sub-Netunos são o tipo de planeta mais comum conhecido até agora na Galáxia. 

A caracterização das atmosferas de exoplanetas como K2-18 b, ou seja, a identificação dos seus gases e condições físicas, é uma área muito ativa na astronomia. No entanto, estes planetas são ofuscados pelo brilho das suas estrelas progenitoras muito maiores, o que torna a exploração das atmosferas dos exoplanetas particularmente difícil. A equipe contornou este desafio analisando a luz da estrela hospedeira de K2-18 b à medida que esta atravessava a atmosfera do exoplaneta. O K2-18 b é um exoplaneta em trânsito, o que significa que é possível detectar uma queda de brilho à medida que passa pela face da sua estrela. Foi assim que o exoplaneta foi descoberto pela primeira vez. Isto significa que durante os trânsitos uma pequena fração da luz estelar passa pela atmosfera do exoplaneta antes de chegar a telescópios como o Webb. A passagem da luz da estrela pela atmosfera exoplanetária deixa vestígios que podem juntar para determinar os gases da atmosfera do exoplaneta. 

A equipe tenciona agora realizar uma exploração de seguimento com o MIRI (Mid-InfraRed Instrument) do telescópio Webb, que esperam venha a validar ainda mais as suas descobertas e a fornecer novos conhecimentos sobre as condições ambientais em K2-18 b.

Os resultados foram aceitos para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Planeta recém-descoberto tem a órbita longa

Dos mais de 5.000 planetas que se sabe existirem fora do nosso Sistema Solar, a maioria orbita as suas estrelas a uma distância surpreendentemente pequena.

© Tedi Vick (ilustração dos dois planetas no sistema TOI-4600)

Mais de 80 por cento dos exoplanetas confirmados têm órbitas inferiores a 50 dias, o que coloca estes mundos tórridos pelo menos duas vezes mais perto da sua estrela do que Mercúrio está do nosso Sol; e alguns, ainda mais perto do que isso. 

Os astrônomos estão começando a ter uma ideia geral da formação, evolução e composição destes planetas. Mas o quadro é muito mais confuso para os planetas com períodos orbitais mais longos. Os mundos longínquos, com órbitas que duram meses ou anos, são mais difíceis de detectar e, por isso, as suas propriedades têm sido mais difíceis de discernir.

Agora, a lista de planetas de longo período ganhou duas entradas. Astrônomos do Massachusetts Institute of Technology (MIT), da Universidade do Novo México (UNM) e de outros locais descobriram um sistema raro que contém dois planetas de longo período em órbita de TOI-4600, uma estrela próxima que fica a 815 anos-luz da Terra. A equipe descobriu que a estrela abriga um planeta interior com uma órbita de 82 dias, semelhante à de Mercúrio, enquanto um segundo planeta exterior completa uma orbita a cada 482 dias, o que o coloca comparativamente entre as órbitas da Terra e de Marte. 

A descoberta foi feita com base em dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, uma missão liderada pelo MIT que monitoriza as estrelas mais próximas em busca de sinais de exoplanetas. O novo planeta, mais distante, tem o período mais longo que o TESS detectou até à data. É também um dos mais frios, com cerca de -83º C, enquanto o planeta interior é mais temperado, com 77º C. Ambos os planetas são provavelmente gigantes gasosos, semelhantes a Júpiter e Saturno, embora a composição do planeta exterior possa ser mais uma mistura de gás e gelo. Os dois planetas fazem a ponte entre os "Júpiteres quentes" - os planetas tórridos e de órbita curta que constituem a maioria das descobertas exoplanetárias - e os gigantes gasosos muito mais frios e de período mais longo do nosso Sistema Solar. 

O TESS monitora as estrelas mais próximas em busca de sinais de exoplanetas, apontando para uma região do céu e medindo continuamente o brilho das estrelas neste setor durante 30 dias, antes de passar para o setor seguinte. Os cientistas utilizam "pipelines", ou seja, pesquisas algorítmicas, para passar filtrar as medições em busca de quedas de brilho que possam ter sido causadas pela passagem de um planeta em frente da sua estrela. Em 2020, um pipeline detectou um possível trânsito numa estrela do hemisfério norte, perto da constelação de Dragão. A estrela foi categorizada como TOI-4600 (TOI significa "TESS Object of Interest"). 

O trânsito inicial foi estudado em pormenor pelo TSTPC WG (TESS Single Transit Planet Candidate Working Group), uma equipe de cientistas do MIT, da UNM e de outros locais que procuram sinais de planetas de período mais longo em eventos de trânsito único. O grupo procurou a estrela em outros setores dos dados do TESS e eventualmente identificou mais três trânsitos, semelhantes ao primeiro. A partir destes quatro eventos, os cientistas foram capazes de determinar que a fonte era um planeta - TOI-4600 b - com uma órbita relativamente longa de 82 dias. A equipe também detectou um quinto trânsito, embora este não estivesse sincronizado com os outros sinais. 

Poderá o trânsito ser de outra estrela que está eclipsando temporariamente a primeira? Ou poderá ser um segundo planeta em órbita? Foi observado um trânsito que apareceu no mesmo ciclo de 82 dias, o que confirmou ainda mais a existência de um planeta com órbita longa; e um segundo trânsito, foi detectado 964 dias depois do trânsito anterior, fora de sincronia. Estes dois últimos trânsitos eram semelhantes em profundidade, ou seja, a quantidade de luz que foi atenuada, sugerindo que ambos foram produzidos por um único objeto que estava orbitando a estrela, quer a cada 964 dias, quer a cada 482 dias. 

Concluiu-se que a estrela abriga de fato dois planetas de longo período: TOI-4600 b, um gigante ameno, semelhante a Júpiter; e TOI-4600 c, um gigante gelado.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Massachusetts Institute of Technology

Um planeta gigante parece ser fruto de colisões planetárias

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu um planeta da dimensão de Netuno, mais denso do que o aço, e pensam que a sua composição pode ser o resultado de um choque planetário gigante.

© Jingyao Dou (simulação do impacto)

A massa de TOI-1853b é quase o dobro da de qualquer outro planeta de dimensão semelhante conhecido e a sua densidade é incrivelmente elevada, o que significa que é constituído por uma fração de rocha maior do que seria de esperar a essa escala. No estudo, os cientistas liderados por Luca Naponiello, da Universidade de Roma Tor Vergata, sugerem que este fato é o resultado de colisões planetárias. 

Estes enormes impactos teriam removido parte da atmosfera mais leve e da água, deixando para trás uma grande quantidade de rocha. Há uma enorme diversidade de planetas em sistemas exoplanetários; muitos não têm análogos no nosso Sistema Solar, mas têm frequentemente massas e composições entre as dos planetas rochosos e as de Netuno e Urano (os gigantes gelados). O estudo modelou impactos gigantes extremos que poderiam, potencialmente, remover a atmosfera mais leve e a água/gelo do planeta maior original, de modo a produzir a densidade extrema medida.

Foi descoberto que o corpo planetário inicial teria provavelmente de ser rico em água e sofrer um impacto gigante extremo a uma velocidade superior a 75 km/s para produzir TOI-1853b tal como é observado. Este planeta fornece novas evidências da prevalência de impactos gigantes na formação de planetas em toda a Galáxia. 

Esta descoberta ajuda a ligar as teorias de formação de planetas baseadas no Sistema Solar à formação de exoplanetas. A descoberta deste planeta extremo fornece novos conhecimentos sobre a formação e evolução dos sistemas planetários. 

Normalmente, espera-se que os planetas que se formam com esta quantidade de rocha se tornem gigantes gasosos como Júpiter, que têm densidades semelhantes à da água. O exoplaneta TOI-1853b é do tamanho de Netuno, mas tem uma densidade superior à do aço. Este trabalho mostra que isto pode acontecer se o planeta tiver sofrido colisões planeta-planeta extremamente energéticas durante a sua formação. Estas colisões retiraram parte da atmosfera mais leve e da água, deixando um planeta substancialmente rico em rocha e de alta densidade.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: University of Bristol

Encontrada uma anã marrom mais quente que o Sol

Esta estrela fracassada é irradiada por sua companheira, uma anã branca, e pode ser usada para estudar Júpiteres quentes.

© NASA (ilustração de uma anã marrom)

Um sistema binário a 1.400 anos-luz de distância está aumentando o calor e pode ajudar os especialistas a entender melhor a classe de exoplanetas conhecidos como Júpiteres ultraquentes, gigantes gasosos que estão muito próximos de suas massivas estrelas hospedeiras. 

O sistema único descrito em um novo estudo inclui uma anã marrom cuja temperatura atinge aproximadamente 7.700 °C. Isso o torna mais quente que o Sol, cuja superfície é de 5.500 °C. Mas, as temperaturas sufocantes da anã marrom não são geradas por nenhuma reação nuclear interna própria: em vez disso, ela orbita muito perto de sua companheira, uma anã branca chamada WD 0032-317, que a está explodindo com emissão de radiação. O lado noturno da anã marrom, ou seja, o lado voltado para longe da anã branca, é quase 6.000 °C mais frio. 

Este par de estrelas pode ajudar os cientistas a aprender mais sobre exoplanetas que orbitam muito perto de estrelas massivas e quentes. Os intensos surtos de radiação ultravioleta dessas estrelas podem fazer com que as atmosferas desses planetas evaporem e até vaporizem seu material planetário. Mas, esse processo é difícil de estudar. 

Um sistema anã branca e anã marrom pode servir como um análogo para um sistema de Júpiter ultraquente, que é muito mais fácil de observar. Análogos de Júpiter fornecem uma maneira indireta de estudar as atmosferas de planetas gigantes porque as anãs marrons devem ter atmosferas muito semelhantes às dos planetas gigantes gasosos.

O sistema WD 0032–317 foi observado pela primeira vez por astrônomos que realizaram um levantamento de centenas de anãs brancas no início dos anos 2000 com o Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile. 

Uma anã branca é uma estrela que atingiu a fase final de sua vida, depois de se expandir para uma gigante vermelha quando seu combustível acaba, ela explode suas camadas externas, tudo o que resta é o núcleo quente e inerte. 

O WD 0032–317 foi inicialmente sinalizado como um sistema binário de duas anãs brancas; mas, quando os astrônomos revisitaram os dados, eles viram sinais que eram mais reveladores de uma companheira anã marrom. 

As anãs marrons não são planetas nem estrelas, mas objetos intermediários: pelo menos 13 vezes mais massivas que Júpiter, mas não massivas o suficiente para gerar o calor e a pressão necessários para fundir o hidrogênio em hélio. Por esse motivo, às vezes são chamadas de estrelas fracassadas. 

A anã marrom também pode ser uma das maiores já encontradas, pesando de 75 a 88 vezes a massa de Júpiter. Em observações de acompanhamento, os pesquisadores viram uma emissão vindo do lado sempre voltado para a anã branca. Ele foi originalmente perdido há duas décadas porque as observações originais foram feitas quando o lado noturno da companheira estava voltado para o telescópio. Nos novos dados, o lado diurno da anã marrom está voltado para o telescópio. 

Os astrônomos conhecem apenas um outro exemplo deste fenômeno: KELT-9b, que é tão quente que espalha material por trás dele, imitando a cauda de um cometa. A dificuldade de encontrar Júpiteres ultraquentes se deve em parte ao brilho de suas grandes estrelas hospedeiras próximas. Para complicar ainda mais as coisas, essas estrelas giram rapidamente e são propensas a tempestades estelares. 

Os astrônomos geralmente medem a massa de um exoplaneta medindo o desvio para o vermelho e o desvio para o azul das linhas espectrais da estrela hospedeira conforme a estrela oscila devido à atração gravitacional do exoplaneta. Mas quando uma grande estrela está girando rapidamente e explodindo, o movimento rápido do material da estrela torna mais difícil para discernir a oscilação da estrela. 

Por essas razões, os astrônomos estão interessados em usar anãs marrons que orbitam anãs brancas como análogos de Júpiteres ultraquentes. Os tamanhos relativos desses objetos tornam a anã marrom mais fácil de observar: uma anã marrom tem aproximadamente o mesmo diâmetro de um Júpiter quente, mas as anãs brancas são muito menores do que a maioria das estrelas, aproximadamente do tamanho da Terra. No entanto, eles ainda podem liberar calor residual suficiente para queimar companheiros próximos: no caso de WD 0032–317, a quantidade de radiação ultravioleta extrema que a anã marrom recebe de sua anã branca é 5.600 vezes maior que a de KELT-9b. 

Além de ser um modelo para Júpiteres ultraquentes, o sistema WD 0032–317 também oferece aos cientistas uma visão da evolução das estrelas. Com base em modelos de evolução estelar, a anã marrom parece ter pelo menos alguns bilhões de anos. Mas a anã branca ainda é incrivelmente quente, indicando que faz apenas cerca de 1 milhão de anos desde que se tornou uma anã branca. Além do mais, a anã branca tem uma massa de cerca de 0,4 vezes a do Sol. 

De acordo com a teoria, uma anã branca tão pequena não pode existir por conta própria, levaria uma estrela de massa tão baixa por mais tempo do que a idade do Universo para atingir sua fase de anã branca. Suspeita-se que a anã marrom ajudou a colocar a anã branca no estado em que se encontra hoje porque, em certo momento, elas compartilharam um envelope comum. A evolução do envelope comum é uma fase na vida de uma estrela binária em que duas estrelas ou objetos orbitam dentro de um envelope compartilhado de gás. Nesse caso, o envelope comum se desenvolveu quando a estrela primária se expandiu para uma gigante vermelha, envolvendo a anã marrom. A anã marrom pode ter ajudado a estrela primária a perder parte de sua massa e se tornar uma anã branca antes do esperado para uma única estrela.

Fonte: Astronomy

Nova descoberta acrescenta à compreensão da formação dos planetas

Uma equipe internacional de cientistas descobriu um planeta incomum, da dimensão de Júpiter, em órbita de uma estrela de baixa massa chamada TOI-4860, situada na direção da constelação de Corvo.

© R. Lea (exoplaneta gigante em torno de estrela minúscula)

O gigante gasoso recém-descoberto, denominado TOI-4860 b, é um exoplaneta incomum por duas razões: não se espera que estrelas de tão baixa massa abriguem planetas como Júpiter e o planeta parece ser particularmente enriquecido com elementos pesados. 

O planeta foi inicialmente identificado pelo satélite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA como uma queda de brilho enquanto transitava em frente da sua estrela hospedeira, mas estes dados só por si eram insuficientes para confirmar que se tratava de um planeta. 

A equipe utilizou o Observatório SPECULOOS Sul, situado no deserto do Atacama, no Chile, para medir o sinal em vários comprimentos de onda e validou a sua natureza planetária. Foi também observado o exoplaneta imediatamente antes e depois de desaparecer atrás da sua estrela hospedeira, notando que não havia qualquer alteração na luz. Finalmente, a equipe colaborou com um grupo japonês que utilizou o Telescópio Subaru no Havaí. Juntos mediram a massa do exoplaneta para o confirmar completamente. 

O novo gigante gasoso demora cerca de 1,52 dias para completar uma órbita completa em torno da sua estrela hospedeira, mas como a ela é uma estrela fria e de baixa massa, o planeta pode ser referido como um "Júpiter Ameno". Esta é uma subclasse exoplanetária de particular interesse para os astrônomos que procuram desenvolver as suas observações iniciais e aprender mais sobre a formação deste tipo de planetas. 

Graças ao seu período orbital muito curto e às propriedades da sua estrela hospedeira, a descoberta de TOI-4860 b fornece uma oportunidade brilhante para estudar as propriedades atmosféricas de um Júpiter ameno e aprender mais sobre como os gigantes gasosos se formam. Recentemente, a equipe obteve tempo de observação com o VLT (Very Large Telescope), no Chile, que pretendem utilizar para confirmar vários outros exoplanetas com propriedades semelhantes. 

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

Fonte: University of Liège

A influência dos ventos de estrelas frias nas atmosferas exoplanetárias

Recorrendo a simulações numéricas de última geração, um estudo liderado por cientistas do Instituto Leibniz de Astrofísica de Potsdam (AIP) obteve a primeira caracterização sistemática das propriedades dos ventos estelares numa amostra de estrelas frias.

© K. Riebe / J. Fohlmeister (vento estelar agindo sobre exoplaneta)

Descobriram que as estrelas com campos magnéticos mais fortes produzem ventos mais potentes. Estes ventos criam condições desfavoráveis para a sobrevivência de atmosferas planetárias, afetando assim a possível habitabilidade destes sistemas. O Sol está entre as estrelas mais abundantes do Universo, conhecidas como "estrelas frias". Estas estrelas estão divididas em quatro categorias (tipo F, G, K e M) que diferem em tamanho, temperatura e brilho. 

O Sol é uma estrela relativamente média e pertence à categoria G. As estrelas mais brilhantes e maiores do que o Sol estão na categoria F, enquanto as estrelas K são ligeiramente menores e mais frias do que o Sol. As estrelas menores e mais fracas são as estrelas M, também conhecidas como anãs vermelhas devido à cor com que emitem a maior parte da sua luz. 

Observações de satélite revelaram que, para além da luz, o Sol emite um fluxo persistente de partículas conhecido como vento solar. Estes ventos viajam através do espaço interplanetário e interagem com os planetas do Sistema Solar, incluindo a Terra. A bela exibição de auroras perto dos polos norte e sul é, de fato, produzida por esta interação. No entanto, estes ventos também podem ser prejudiciais, pois podem corroer uma atmosfera planetária estável, como foi o caso de Marte. 

Embora se saiba muito sobre o vento solar através de missões como a Solar Orbiter, o mesmo não acontece com outras estrelas frias. O problema é que não é possível ver estes ventos estelares diretamente, limitando o estudo da sua influência no gás rarefeito que preenche a cavidade entre as estrelas da Galáxia. No entanto, esta abordagem tem várias limitações e só é aplicável a um número reduzido de estrelas. 

Isto motiva o uso de simulações e modelos de computador para prever as várias propriedades dos ventos estelares sem que os astrônomos tenham de os observar. Neste contexto, astrônomos realizaram o primeiro estudo sistemático das propriedades do vento estelar esperadas para as estrelas F, G, K e M. Para o efeito, utilizaram simulações numéricas empregando um dos modelos mais sofisticados atualmente disponíveis, orientado pela distribuição observada do campo magnético em grande escala de 21 estrelas bem observadas. As simulações foram efetuadas nas instalações de supercomputação do AIP e do LRZ (Leibniz Rechenzentrum). 

A equipe examinou a forma como as propriedades das estrelas, tais como a gravidade, a intensidade do campo magnético e o período de rotação, afetam as características do vento em termos de velocidade ou densidade. Os resultados incluem uma caraterização exaustiva das propriedades do vento estelar em todos os tipos de espetro que, entre outros resultados, indicam a necessidade de rever os pressupostos anteriores sobre as velocidades do vento estelar quando se estimam as taxas de perda de massa associadas a partir de observações.

Para além disso, as simulações permitem prever o tamanho esperado da superfície crítica de Alfvén, ou seja, a fronteira entre a coroa da estrela e o seu vento estelar. Esta informação é fundamental para determinar se um sistema planetário pode ou não estar sujeito a fortes interações magnéticas entre a estrela e o planeta, que podem ocorrer quando a órbita planetária entra ou fica completamente embebida na superfície crítica de Alfvén da sua estrela hospedeira. 

Estas descobertas mostram que as estrelas com campos magnéticos maiores do que o do Sol têm ventos mais rápidos. Em alguns casos, a velocidade do vento estelar pode ser até cinco vezes superior à velocidade média do vento solar, que é tipicamente de 450 km/s. A pesquisa permitiu avaliar a intensidade dos ventos destas estrelas nas chamadas "Zonas Habitáveis", definidas como as distâncias orbitais a que os exoplanetas rochosos podem sustentar água líquida à superfície, desde que tenham uma pressão atmosférica semelhante à da Terra. 

Encontraram condições mais amenas em torno de estrelas de tipo F e G, comparáveis às que a Terra experimenta em torno do Sol, e ambientes de ventos cada vez mais severos para estrelas de tipo K e M. Estes ventos estelares intensos afetam fortemente qualquer potencial atmosfera que o planeta possa ter. Este fenômeno está bem documentado na física solar entre planetas rochosos e o Sol, mas não no caso de sistemas exoplanetários. Isto requer estimativas do vento estelar para avaliar processos semelhantes aos que observamos entre os ventos solares e as atmosferas planetárias. 

A informação sobre o vento estelar era até agora desconhecida para estrelas da sequência principal F a M, o que torna este estudo importante no contexto da habitabilidade. O estudo foi feito para 21 estrelas, mas os resultados são suficientemente gerais para serem aplicados a outras estrelas frias da sequência principal. Esta pesquisa abre caminho a futuras investigações sobre observações do vento estelar e o seu impacto na erosão de atmosferas planetárias. 

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

Fonte: Leibniz-Institut für Astrophysik

Um exoplaneta está evaporando lentamente sua atmosfera

Um jovem planeta que gira em torno de uma petulante estrela anã vermelha está mudando de forma imprevisível, órbita a órbita.

© STScI (exoplaneta passando em frente da estrela anã vermelha AU Microscopii)

Está tão próximo da sua estrela hospedeira que recebe um surto torrencial e consistente de energia, que evapora a sua atmosfera de hidrogênio, fazendo com que esta se desprenda do planeta. 

Mas durante uma órbita observada com o telescópio espacial Hubble, o planeta pareceu não estar perdendo qualquer material, enquanto numa outra órbita observada com o Hubble ano e meio depois mostrava sinais claros de perda atmosférica. Esta extrema variabilidade entre órbitas foi surpreendente. 

Localizada a 32 anos-luz da Terra, a estrela AU Microscopii (AU Mic) abriga um dos sistemas planetários mais jovens alguma vez observados. A estrela tem menos de 100 milhões de anos (uma pequena fração da idade do nosso Sol, que tem 4,6 bilhões de anos). O planeta mais interior, AU Mic b, tem um período orbital de 8,46 dias e está a apenas 9,6 milhões de quilômetros da estrela (cerca de 1/10 da distância do planeta Mercúrio ao nosso Sol). O planeta gasoso e inchado tem cerca de quatro vezes o diâmetro da Terra. AU Mic b foi descoberto pelos telescópios espaciais Spitzer e TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA em 2020. Foi detectado através do método de trânsito, o que significa que os telescópios podem observar uma ligeira diminuição do brilho da estrela quando o planeta passa à sua frente. 

As anãs vermelhas como AU Microscopii são as estrelas mais abundantes da nossa Galáxia, a Via Láctea. Por conseguinte, devem abrigar a maioria dos planetas da nossa Galáxia. Mas poderão os planetas como AU Mic b, que orbitam estrelas anãs vermelhas, ser hospitaleiros para a vida? 

Um dos principais desafios é o fato de as anãs vermelhas jovens terem ferozes erupções estelares que liberam radiação devastadora. Este período de grande atividade dura muito mais tempo do que o de estrelas como o nosso Sol. As erupções são alimentadas por campos magnéticos intensos que ficam emaranhados devido aos movimentos da atmosfera estelar. Quando o emaranhado se torna demasiado intenso, os campos quebram-se e voltam a ligar-se, liberando enormes quantidades de energia que são 100 a 1.000 vezes mais energéticas do que o nosso Sol libera nas suas explosões. 

Nestas condições tórridas, os planetas que se formam nos primeiros 100 milhões de anos após o nascimento da estrela devem sofrer a maior quantidade de fuga atmosférica. Isto pode acabar por despojar completamente um planeta da sua atmosfera.

Embora o brilho da estrela impeça o Hubble de ver o planeta diretamente, o telescópio pode medir as alterações no brilho aparente da estrela causadas pelo hidrogênio que foge do planeta e que escurece a luz da estrela quando o planeta transita. Este hidrogênio atmosférico foi aquecido ao ponto de escapar à gravidade do planeta. As mudanças nunca antes vistas no fluxo atmosférico de AU Mic b podem indicar uma variabilidade rápida e extrema nos surtos da anã vermelha hospedeira. Há tanta variabilidade porque a estrela tem muitas linhas de campo magnético. 

Uma possível explicação para a ausência de hidrogênio durante um dos trânsitos do planeta é que uma poderosa erupção estelar, observada sete horas antes, pode ter fotoionizado o hidrogênio em fuga ao ponto deste se tornar transparente à luz, não sendo assim detectável. Outra explicação é que o próprio vento estelar está moldando o fluxo planetário, tornando-o observável em alguns momentos e não observável em outros. 

Este fenômeno está previsto em alguns modelos, como os de John McCann e Ruth Murray-Clay da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, mas este é o primeiro tipo de evidência observacional de que tal acontece e num grau tão extremo. As observações de acompanhamento, pelo telescópio espacial Hubble, de mais trânsitos de AU Mic b deverão fornecer pistas adicionais sobre a estranha variabilidade da estrela e do planeta, testando ainda mais os modelos científicos do escape e da evolução da atmosfera exoplanetária. 

Um artigo científico foi aceito para publicação no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Space Telescope Science Institute

Nova imagem revela segredos sobre o nascimento de planetas

Uma nova imagem divulgada esta semana pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) dá-nos pistas sobre como é que planetas com a massa de Júpiter se podem formar.

© ESO / ALMA (V960 Mon)

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO e do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os pesquisadores detectaram enormes aglomerados de poeira próximo de uma estrela jovem, que poderão colapsar e formar planetas gigantes.

O trabalho baseia-se numa imagem obtida pelo instrumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) montado no VLT, que mostra com extremo detalhe o material que rodeia a estrela V960 Mon. Esta estrela jovem situa-se a mais de 5.000 anos-luz de distância da Terra na constelação do Unicórnio e chamou a atenção dos astrônomos em 2014 quando aumentou subitamente o seu brilho em mais de vinte vezes. As observações obtidas pouco depois do início desta “explosão” de brilho, revelaram que a matéria que orbita V960 Mon está coalescendo numa série de braços espirais intrincados que se estendem ao longo de distâncias maiores que todo o nosso Sistema Solar. 

Esta descoberta motivou os astrônomos a analisarem observações existentes em arquivo do mesmo sistema obtidas pelo ALMA. As observações VLT incidem sobre a superfície da matéria poeirenta em torno da estrela, enquanto o ALMA consegue observar a sua estrutura mais profundamente. Com o ALMA, tornou-se aparente que os braços espirais estão se fragmentando, resultando na formação de aglomerados com massas semelhantes às de planetas. 

Os astrônomos acreditam que os planetas gigantes se formam ou por “acreção no núcleo”, quando grãos de poeira se juntam, ou por “instabilidade gravitacional”, quando grandes fragmentos de material em torno de uma estrela se contraem e colapsam. Apesar dos pesquisadores já terem encontrado evidências anteriores para o primeiro destes cenários, as pistas que apoiam o segundo permanecem escassas. Até agora ainda ninguém tinha visto uma observação real de instabilidade gravitacional ocorrendo em escalas planetárias.

Os instrumentos do ESO ajudarão os astrônomos a revelar mais detalhes sobre este sistema planetário em formação e o Extremely Large Telescope (ELT) desempenhará um papel crucial. Atualmente em construção no deserto chileno do Atacama, o ELT será capaz de observar este sistema com um detalhe sem precedentes. O ELT permitirá explorar a complexidade química que circunda estes aglomerados, fornecendo informações sobre a composição do material a partir do qual estão formando potenciais planetas. 

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista da especialidade The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: ESO

Um exoplaneta terá um “irmão” que compartilha a mesma órbita?

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos descobriram o possível "irmão" de um planeta que orbita uma estrela distante.

© ESO / ALMA (PDS 70)

A equipe detectou uma nuvem de detritos que pode estar compartilhando a órbita deste planeta e que se acredita ser formada pelos blocos constituintes de um novo planeta ou os restos de um planeta já formado. A ser confirmada, esta descoberta corresponderá à evidência mais concreta encontrada até à data de que dois exoplanetas podem partilhar uma mesma órbita. 

Há duas décadas, a teoria previa que pares de planetas de massa semelhante poderiam partilhar a mesma órbita em torno da sua estrela, os chamados planetas troianos ou co-orbitais. Os troianos, corpos rochosos na mesma órbita de um planeta, são comuns no nosso próprio Sistema Solar, sendo o exemplo mais famoso os asteroides troianos de Júpiter, com mais de 12.000 corpos rochosos que se encontram na mesma órbita em torno do Sol que o gigante gasoso. 

Os astrônomos previram que os troianos, em particular os planetas troianos, poderiam também existir em torno de outras estrelas que não o nosso Sol, mas as provas da sua existência têm sido escassas. Os planetas troianos podem, de fato, existir no sistema PDS 70. Esta jovem estrela é conhecida por abrigar dois planetas gigantes, semelhantes a Júpiter, PDS 70b e PDS 70c. Ao analisar observações ALMA deste sistema, retiradas do arquivo científico, a equipe detectou uma nuvem de detritos no local da órbita de PDS 70b onde se espera que existam planetas troianos. 

Os troianos ocupam as chamadas zonas lagrangeanas, duas regiões extensas na órbita de um planeta onde a atração gravitacional combinada da estrela e do planeta pode reter material. Ao estudar estas duas regiões da órbita de PDS 70b, foi detectado um sinal tênue vindo de uma delas, o que poderá indicar que uma nuvem de detritos com uma massa até cerca de duas vezes a da nossa Lua existe neste local. A equipe acredita que esta nuvem de detritos possa indicar a presença de um mundo troiano existente neste sistema ou mesmo a de um planeta em processo de formação.

Este trabalho levanta novas questões sobre a formação dos troianos, como é que estes objetos evoluem e quão frequentes serão em diferentes sistemas planetários. Para confirmar sem margem de dúvida esta detecção, a equipe terá de aguardar até 2027, momento em que utilizará o ALMA para investigar se tanto o PDS 70b como a sua nuvem de detritos "irmã" se deslocam em conjunto de forma significativa ao longo na sua órbita em torno da estrela. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: ESO