A influência dos planetas pode atenuar a atividade solar

O nosso Sol é cerca de cinco vezes menos magneticamente ativo do que outras estrelas semelhantes.

© Solar Dynamics Observatory (ejeção de massa coronal do Sol)

A razão para isso pode residir nos planetas do nosso Sistema Solar, afirmam pesquisadores do HZDR (Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf). Nos últimos dez anos, desenvolveram um modelo que deriva praticamente todos os ciclos de atividade conhecidos do Sol a partir da influência cíclica das forças de maré dos planetas. Agora, também conseguiram demonstrar que essa sincronização externa reduz automaticamente a atividade solar.

De momento, o Sol está atingindo um nível máximo de atividade que só é observado a cada onze anos, aproximadamente. É por isso que nós, na Terra, observamos mais auroras polares e tempestades solares, bem como um clima espacial turbulento em geral. Isto tem impacto nos satélites espaciais e até mesmo na infraestrutura tecnológica da Terra. Apesar disso, em comparação com outras estrelas semelhantes ao Sol, as erupções de radiação mais fortes do nosso Sol são 10 a 100 vezes mais fracas.

Este ambiente relativamente tranquilo pode ser uma condição prévia importante para a Terra ser habitável. Não menos importante por esta razão, os físicos solares querem compreender o que impulsiona precisamente a atividade solar. Sabe-se que a atividade solar tem muitos padrões, flutuações periódicas mais curtas e mais longas, que variam de algumas centenas de dias a vários milhares de anos. Mas há maneiras muito diferentes de explicar os mecanismos físicos subjacentes.

O modelo desenvolvido pela equipa liderada por Frank Stefani, do Instituto de Dinâmica de Fluidos do HZDR, vê os planetas como marca-passos: segundo essa compreensão, aproximadamente a cada onze anos, Vênus, Terra e Júpiter concentram as suas forças de maré combinadas no Sol. Através de um mecanismo físico complexo, de cada vez que o fazem, dão um pequeno empurrão ao impulso magnético interno do Sol. Em combinação com o movimento orbital em forma de roseta do Sol, isto leva a flutuações periódicas sobrepostas de durações variáveis, exatamente como observado no Sol.

No trabalho recente, os pesquisadores dão o nome OQB (Oscilação Quasi-Bienal), uma flutuação aproximadamente bianual em vários aspetos da atividade solar. O ponto especial aqui é que, a OQB não só pode ser atribuída a um período preciso, mas também leva automaticamente a uma atividade solar atenuada. Até agora, os dados solares geralmente relatavam períodos de OQB de 1,5 a 1,8 anos.

Em trabalhos anteriores, alguns pesquisadores sugeriram uma ligação entre a OQB e os chamados eventos GLE (Ground Level Enhancement). São ocorrências esporádicas durante as quais partículas solares ricas em energia provocam um aumento repentino da radiação cósmica na superfície da Terra. Um estudo realizado em 2018 mostra que os eventos de radiação medidos perto do solo ocorreram mais na fase positiva de uma oscilação com um período de 1,73 anos. Ao contrário da suposição habitual de que essas erupções de partículas solares são fenômenos aleatórios, esta observação indica um processo cíclico fundamental. Foi descoberto a maior correlação para um período de 1,724 anos. 

Apesar do campo magnético do Sol oscilar entre o mínimo e o máximo ao longo de um período de onze anos, a OQB impõe um padrão adicional de curto prazo na intensidade do campo. Isto reduz a intensidade geral do campo, pois o campo magnético do Sol não mantém o seu valor máximo por tanto tempo. Um diagrama de frequência revela dois picos: um na intensidade máxima do campo e outro quando a OQB oscila de volta. Este efeito é conhecido como bimodalidade do campo magnético solar. No modelo, os dois picos fazem com que a intensidade média do campo magnético solar seja reduzida, uma consequência lógica da OQB.

Este efeito é muito importante porque o Sol é mais ativo durante as intensidades de campo mais altas. É quando ocorrem os eventos mais intensos, com enormes tempestades geomagnéticas, como o evento Carrington de 1859, quando auroras polares puderam ser vistas até em Roma e Havana, e altas tensões danificaram linhas telegráficas. Se o campo magnético do Sol permanecer em intensidades de campo mais baixas por um período significativamente mais longo, no entanto, isso reduz a probabilidade de eventos muito violentos.

Um artigo foi publicado no periódico Solar Physics.

Fonte: HZDR

Planetas gigantes que flutuam livremente formando sistemas planetários

Descoberto que os planetas gigantes que flutuam livremente têm o potencial de formar os seus próprios sistemas planetários em miniatura sem a necessidade de uma estrela.

© Microsoft Designer (planeta flutuando livremente pelo espaço)

Recorrendo a observações do telescópio espacial James Webb, os cientistas pesquisaram jovens objetos isolados com massas de 5 a 10 vezes a massa de Júpiter. Estes objetos são comparáveis a planetas gigantes relativo às suas propriedades, mas não orbitam uma estrela; em vez disso, flutuam livremente no espaço.

Estes objetos errantes de massa planetária são difíceis de observar, pois são muito tênues e irradiam sobretudo no infravermelho. E, no entanto, possuem a chave para questões importantes da astrofísica. A pesquisa atual sugere que estes são os objetos de menor massa formados como estrelas a partir do colapso de nuvens de gás gigantes. Ao contrário das estrelas, não acumulam massa suficiente para iniciar quaisquer reações de fusão nos seus núcleos. Em teoria, é também possível que alguns se formem de maneira comparável a planetas, em órbita de uma estrela, e mais tarde sejam expulsos dos seus berçários planetários.

Pesquisadores observaram 8 destes objetos, todos muito jovens, para saber mais sobre a sua infância. Utilizaram dois instrumentos a bordo do telescópio espacial James Webb, equipado com instrumentos infravermelhos extremamente sensíveis. Foram analisadas observações espectroscópicas detalhadas destes objetos, com uma cobertura espectral e sensibilidade sem precedentes, de agosto a outubro de 2024.

Este novo trabalho caracteriza estes objetos em profundidade e confirma que têm massas próximas da de Júpiter. Seis deles têm excesso de emissão infravermelha causada por poeira quente na sua vizinhança imediata. Este é o sinal característico de discos, estruturas achatadas que são os locais de nascimento dos planetas. As observações mostram também a emissão de grãos de silicato nos discos, com sinais claros de crescimento de poeira e cristalização, os primeiros passos típicos na formação de planetas rochosos. A emissão de silicatos já foi detectada anteriormente em estrelas e anãs marrons, mas esta é a primeira detecção em objetos de massa planetária.

Este trabalho baseia-se num artigo publicado anteriormente pela Universidade de St. Andrews que mostra que os discos em torno de objetos de massa planetária que flutuam livremente podem durar vários milhões de anos, tempo suficiente para formar planetas. 

Em conjunto, estes estudos mostram que objetos com massas comparáveis às dos planetas gigantes têm o potencial de formar os seus próprios sistemas planetários em miniatura. Esses sistemas poderiam ser como o Sistema Solar, apenas reduzidos por um fator de 100 ou mais em massa e tamanho. 

Estas descobertas mostram que os blocos de construção para a formação de planetas podem ser encontrados mesmo em torno de objetos que são pouco maiores do que Júpiter e que andam sozinhos à deriva no espaço. Isto significa que a formação de sistemas planetários não é exclusiva de estrelas, mas pode também funcionar em torno de mundos solitários sem estrelas.

Fonte: University of St Andrews

A natureza dos discos de formação planetária

Astrônomos revelaram descobertas inovadoras sobre os discos de gás e poeira que rodeiam estrelas jovens próximas, utilizando o poderoso ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

© NRAO (ilustração de um disco protoplanetário)

Estes resultados fazem parte de um grande programa do ALMA chamado AGE-PRO (ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks). O AGE-PRO observou 30 discos protoplanetários em torno de estrelas semelhantes ao Sol para medir a massa do disco de gás em diferentes idades. O estudo revelou que os componentes do gás e da poeira nestes discos evoluem a ritmos diferentes.

Um disco protoplanetário rodeia a sua estrela hospedeira durante vários milhões de anos, à medida que o seu gás e poeira evoluem e se dissipam, estabelecendo a escala de tempo para a formação de planetas gigantes. A massa e o tamanho iniciais do disco, bem como o seu momento angular, têm uma profunda influência no tipo de planeta que se poderá formar (gigantes gasosos, gigantes gelados ou mini-Netunos) e nas trajetórias de migração dos planetas.

O tempo de vida do gás no interior do disco determina a escala de tempo para o crescimento das partículas de poeira até um objeto do tamanho de um asteroide, a formação de um planeta e, finalmente, a migração do planeta a partir do local onde nasceu.

O levantamento observou 30 discos com diferentes idades, desde menos de 1 milhão de anos até mais de 5 milhões de anos, em três regiões de formação estelar: Ofiúco, Lobo, e Escorpião Superior. Os dados coletados servirão como uma biblioteca abrangente de observações de linhas espectrais para uma grande amostra de discos em diferentes fases da sua evolução.

O monóxido de carbono (CO) é o indicador químico mais utilizado nos discos protoplanetários, mas para medir completamente a massa de gás num disco, são necessários indicadores moleculares adicionais. O AGE-PRO utilizou o N2H+ como indicador adicional de gás para melhorar significativamente a precisão das medições. As detecções do ALMA foram também configuradas para receber linhas espectrais inesperadas, incluindo H2CO, DCN, DCO+, N2D+, CH3CN.

Os resultados indicam que, à medida que os discos envelhecem, o gás e a poeira são consumidos a ritmos diferentes e sofrem uma "oscilação" na relação de massa gás-poeira à medida que os discos evoluem. A descoberta mais surpreendente é que, embora a maioria dos discos se dissipe após alguns milhões de anos, os que sobrevivem têm mais gás do que o esperado. Isto altera fundamentalmente a estimativa da acreção atmosférica de planetas formados mais tarde.

Estes resultados serão publicados em 12 artigos científicos numa futura edição especial da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Estudo explica formação de planetas com órbitas largas

Nos arredores frios e escuros dos sistemas planetários, muito além do alcance dos planetas conhecidos, misteriosos gigantes gasosos orbitam silenciosamente as suas estrelas, às vezes a milhares de unidades astronômicas (UA) de distância.

© ESO (ilustração do Planeta Nove e o Sistema Solar ao fundo)

Durante anos, os cientistas perguntaram-se como esses planetas de "órbita larga", incluindo o elusivo Planeta Nove teorizado no nosso próprio Sistema Solar, poderiam ter sido formados.

Agora, uma equipe de astrônomos pode finalmente ter encontrado a resposta. Num novo estudo, pesquisadores da Universidade Rice e do PSI (Planetary Science Institute), utilizaram simulações complexas para mostrar que os planetas de órbita larga não são anomalias, mas sim subprodutos naturais de uma fase caótica inicial no desenvolvimento dos sistemas planetários. Esta fase ocorre enquanto as estrelas ainda estão aglomeradas nos seus aglomerados natais e os planetas disputam espaço em sistemas turbulentos.

Para o estudo, foram realizadas milhares de simulações envolvendo diferentes sistemas planetários incorporados em ambientes realistas de aglomerados estelares. Foi modelado uma variedade de condições, desde sistemas como o nosso Sistema Solar, com uma mistura de gigantes gasosos e gelados, até sistemas mais exóticos, incluindo aqueles com dois sóis. Foi descoberto um padrão recorrente: os planetas eram frequentemente empurrados para órbitas largas e excêntricas por instabilidades internas, depois estabilizados pela influência gravitacional de estrelas próximas no aglomerado.

Os pesquisadores definem planetas de órbita larga como aqueles que têm semieixos maiores entre 100 e 10.000 UA, distâncias que os colocam muito além do alcance da maioria dos tradicionais discos de formação planetária. 

As descobertas podem ajudar a explicar o mistério de longa data do Planeta Nove, um planeta hipotético que se pensa orbitar o nosso Sol a uma distância de 250 a 1.000 UA. Embora nunca tenha sido observado diretamente, as órbitas estranhas de vários objetos trans-Netunianos sugerem a sua presença.

As simulações mostram que, se o Sistema Solar primitivo passou por duas fases específicas de instabilidade, o crescimento de Urano e Netuno e a posterior dispersão entre os gigantes gasosos, há uma probabilidade de até 40% de que um objeto semelhante ao Planeta Nove possa ter ficado preso durante esse período. Curiosamente, o estudo também relaciona planetas de órbita larga com a crescente população de planetas flutuantes, ou errantes, mundos expulsos completamente dos seus sistemas.

Os pesquisadores descobriram que os sistemas semelhantes ao Sistema Solar são particularmente eficientes, com probabilidades de retenção de 5 a 10%. Outros sistemas, como aqueles compostos apenas por gigantes gelados ou planetas circumbinários, apresentaram eficiências muito mais baixas. Além disso, o estudo identifica novos alvos promissores para os caçadores de exoplanetas. Sugere que os planetas de órbita larga são mais prováveis de serem encontrados em torno de estrelas com alta metalicidade que já abrigam gigantes gasosos, tornando esses sistemas candidatos ideais para campanhas de imagem profunda. 

Se o Planeta Nove existir, poderá ser descoberto logo após o Observatório Vera C. Rubin entrar em pleno funcionamento. Com a sua capacidade incomparável de observar o céu em profundidade e detalhe, espera-se que o observatório avance significativamente a busca por objetos distantes do Sistema Solar, aumentando a probabilidade de detectar o Planeta Nove ou de fornecer as evidências necessárias para descartar sua existência.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Planetary Science Institute

Os discos de formação planetária no Universo primitivo

O telescópio espacial James Webb acaba de resolver um enigma ao comprovar uma descoberta controversa feita com o telescópio espacial Hubble há mais de 20 anos.

© Webb (NGC 346)

Na imagem, os dez pequenos círculos amarelos sobrepostos indicam as posições das dez estrelas estudadas nessa pesquisa.

Em 2003, o Hubble forneceu evidências da existência de um planeta massivo em torno de uma estrela muito antiga, quase tão antiga quanto o Universo. Estas estrelas possuem apenas pequenas quantidades de elementos mais pesados, que são os blocos de construção dos planetas. Isto implica que alguma formação planetária ocorreu quando o nosso Universo era muito jovem, e esses planetas tiveram tempo para se formarem e crescerem dentro dos seus discos primordiais, ficando até maiores do que Júpiter. Mas como? 

Isto era muito intrigante. Para responder a esta questão, os pesquisadores usaram o Webb para estudar estrelas numa galáxia próxima que, tal como o Universo primitivo, não possui grandes quantidades de elementos pesados. Descobriram que não só algumas estrelas dessa galáxia têm discos de formação planetária, mas que esses discos têm uma vida mais longa do que os observados ao redor de estrelas jovens na Via Láctea.

No Universo primitivo, as estrelas formavam-se principalmente a partir de hidrogênio e hélio, e muito poucos elementos mais pesados como o carbono e o ferro, que surgiram mais tarde através de explosões de supernova. Os modelos atuais preveem que, com tão poucos elementos mais pesados, os discos em torno das estrelas têm um tempo de vida curto, tão curto que os planetas não podem crescer. 

Para testar esta ideia, os cientistas apontaram o Webb para a Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia anã que é uma das vizinhas mais próximas da Via Láctea. Em particular, examinaram o aglomerado massivo e formador de estrelas NGC 346, que também tem uma relativa escassez de elementos mais pesados. O aglomerado serviu como uma representação vizinha para o estudo de ambientes estelares com condições semelhantes no Universo primitivo e distante. 

As observações Hubble de NGC 346, em meados dos anos 2000, revelaram muitas estrelas com cerca de 20 a 30 milhões de anos que pareciam ter ainda discos de formação planetária à sua volta. Este fato contraria a crença convencional de que tais discos se dissipariam ao fim de 2 ou 3 milhões de anos. Agora, graças à sensibilidade e resolução do Webb, os cientistas têm os primeiros espectros de estrelas em formação, semelhantes ao Sol, e dos seus ambientes imediatos numa galáxia próxima. 

Esta descoberta refuta as previsões teóricas anteriores, segundo as quais, quando há poucos elementos mais pesados no gás em torno do disco, a estrela sopraria esse disco para longe, e muito rapidamente. Assim, a vida do disco seria muito curta, mesmo inferior a um milhão de anos. Mas se um disco não fica ao redor da estrela o tempo suficiente para que os grãos de poeira se colem e formem seixos que se tornam no núcleo de um planeta, como é que os planetas se podem formar?

Os pesquisadores explicaram que podem existir dois mecanismos distintos, ou mesmo uma combinação, para que os discos de formação planetária persistam em ambientes com poucos elementos mais pesados. Em primeiro lugar, para poder soprar o disco para longe, a estrela aplica pressão de radiação. Para que esta pressão seja eficaz, os elementos mais pesados do que o hidrogênio e o hélio teriam de residir no gás. Mas o massivo aglomerado estelar NGC 346 tem apenas cerca de dez por cento dos elementos mais pesados que estão presentes na composição química do nosso Sol. Talvez uma estrela deste aglomerado demore mais tempo a dispersar o seu disco. A segunda possibilidade é que, para uma estrela semelhante ao Sol se formar quando há poucos elementos mais pesados, teria de começar a partir de uma nuvem de gás maior, que produzirá um disco maior. Assim, há mais massa no disco e, por conseguinte, demoraria mais tempo a expulsar o disco, mesmo que a pressão da radiação funcionasse da mesma forma.

Os discos demoram dez vezes mais tempo a desaparecer. Isto tem implicações na forma como um planeta se forma e no tipo de arquitetura de sistema que se pode ter nesses diferentes ambientes.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Estudo examina os efeitos das marés nos interiores de planetas e luas

Cientistas apoiados pela NASA desenvolveram um novo método para calcular a forma como as marés afetam os interiores de planetas e luas.

© NASA (animação da lua Europa em torno de Júpiter)

Nesta animação, Europa é vista em corte ao longo de dois ciclos da sua órbita de 3,5 dias em torno do planeta gigante Júpiter. Tal como a Terra, pensa-se que Europa tem um núcleo de ferro, um manto rochoso e um oceano de água salgada. Ao contrário da Terra, no entanto, este oceano é suficientemente profundo para cobrir toda a lua e, estando longe do Sol, a superfície do oceano está globalmente congelada. 

A órbita de Europa é excêntrica, o que significa que, à medida que viaja em volta de Júpiter, grandes marés, criadas por Júpiter, sobem e descem. A posição de Júpiter em relação a Europa também é vista vibrando, ou oscilando, com o mesmo período. Este movimento das marés provoca um aquecimento por atrito dentro de Europa, da mesma forma que um clip de papel dobrado para trás e para a frente pode ficar quente ao toque, como ilustrado pelo brilho vermelho no interior do manto rochoso de Europa e na parte inferior e mais quente da sua concha de gelo. Este aquecimento provocado pelas marés é o que mantém o oceano de Europa líquido e pode revelar-se crítico para a sobrevivência de organismos simples no interior do oceano, caso existam. O planeta gigante Júpiter está agora girando de oeste para leste, embora mais lentamente do que o seu ritmo real.

É importante salientar que o novo estudo analisa os efeitos das marés em objetos que não têm uma estrutura interior perfeitamente esférica, o que é um pressuposto da maioria dos modelos anteriores. 

As marés referem-se às deformações sofridas pelos corpos celestes quando interagem gravitacionalmente com outros objetos. Nota-se na forma como a poderosa gravidade de Júpiter puxa a sua lua Europa. Como a órbita de Europa não é circular, a pressão da gravidade de Júpiter sobre a lua varia à medida que esta viaja ao longo da sua órbita. Quando Europa está mais próxima de Júpiter, a gravidade do planeta é mais evidente. 

A energia desta deformação é o que aquece o interior de Europa, permitindo a existência de um oceano de água líquida sob a superfície gelada da lua. O mesmo se passa com a lua de Saturno, Encélado, que possui uma concha de gelo que se espera ser muito mais não-esfericamente simétrica do que a de Europa. 

As marés sofridas pelos corpos celestes podem afetar a forma como os mundos evoluem ao longo do tempo e, em casos como Europa e Encélado, a sua potencial habitabilidade para a vida tal como a conhecemos. 

O novo estudo fornece um meio para estimar com maior precisão a forma como as forças de maré afetam os interiores dos planetas. A pesquisa também discute a forma como os resultados do estudo podem ajudar os cientistas a interpretar as observações efetuadas por missões a uma variedade de mundos diferentes, desde Mercúrio, à Lua e aos planetas exteriores do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: NASA

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