Duas famílias distintas de sistemas planetários

A estrela hospedeira deixa a sua marca na geração de sistemas planetários.

© INAF (duas famílias distintas de sistemas planetários)

A ilustração esquemática mostra a ligação entre as propriedades estelares e as arquiteturas dos sistemas planetários. Diferentes ambientes de formação estelar produzem estrelas e discos protoplanetários com diferentes massas e abundâncias de elementos pesados, o que, por sua vez, molda as arquiteturas dos sistemas multiplanetários que aí nascem. As estrelas de menor massa e metalicidade subsolar tendem a abrigar sistemas compactos com níveis mais baixos de excitação dinâmica, povoados por planetas menores, mas mais numerosos (à esquerda). Em contrapartida, as estrelas de maior massa, com metalicidades que variam entre a solar e a supersolar, tendem a abrigar sistemas com menos planetas, mas mais massivos, em órbitas mais amplas. Estes sistemas apresentam maior excitação dinâmica, provavelmente devido a instabilidades gravitacionais que podem ejetar alguns dos planetas formados originalmente (à direita).

Ao analisar uma amostra de trezentos dos sistemas planetários mais bem caracterizados entre os mais de mil conhecidos na Via Láctea, uma equipe internacional liderada pelo INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica), na Itália, descobriu que os sistemas multiplanetários identificados até agora pertencem a duas "famílias" distintas.

O estudo demonstra pela primeira vez uma verdadeira "ligação genética" entre a estrela hospedeira e os seus planetas, que molda o nascimento, a evolução dinâmica e a estabilidade futura de todo o sistema planetário. A primeira família é constituída por sistemas extensos e massivos, frequentemente com massas totais entre o dobro e dez vezes a do Sistema Solar, que orbitam estrelas mais massivas e ricas em metais (ou seja, elementos para além do hidrogênio e do hélio) do que o nosso Sol. A segunda família, por sua vez, inclui sistemas compactos e de menor massa, constituídos por planetas com massas e tamanhos comparáveis, que orbitam estrelas com massa e metalicidade iguais ou inferiores às do Sol, a distâncias que, na maioria dos casos, são muito mais íntimas do que as de Mercúrio no Sistema Solar.

Para distinguir entre as duas, os pesquisadores utilizaram uma série de parâmetros que permitem comparar as características destes sistemas tão diferentes. Por exemplo, os sistemas da primeira família apresentam uma elevada "temperatura dinâmica". Medida através de um parâmetro que quantifica o desvio do sistema em relação a uma configuração não perturbada, com todas as órbitas circulares no mesmo plano, esta característica revela um passado marcado por violentas instabilidades gravitacionais, colisões gigantescas e ejeções planetárias. Os membros da segunda família apresentam vestígios de histórias dinâmicas menos violentas, mais próximas do nosso Sistema Solar.

A questão fundamental da qual partimos foi: o que determina as características dos sistemas planetários tal como os vemos hoje? São estabelecidas no momento do nascimento ou moldadas pela evolução ao longo do tempo? Os resultados mostram que existe uma ligação genética entre os sistemas planetários e as suas estrelas e que, dependendo da estrela em torno da qual nascem, essa ligação também determina o seu destino. Mesmo variações modestas no ambiente de formação planetária, devidas a diferentes propriedades estelares, podem alterar radicalmente a natureza do sistema em formação e a sua evolução futura, determinando se este será caracterizado por fases de instabilidade acentuada e impactos gigantes.

A principal dificuldade durante a análise dos dados foi determinar se as duas famílias de sistemas planetários eram reais ou apenas uma ilusão criada pelos limites tecnológicos das técnicas de observação atuais. No final do percurso, tornou-se claro que os efeitos de seleção revelavam a existência de diversidades estruturais muito mais profundas entre estes sistemas. Para comprovar esta hipótese, foi também essencial uma série de simulações numéricas que exploraram a evolução de sistemas planetários com diferentes condições iniciais. Os cenários que melhor reproduzem as propriedades dinâmicas da família de sistemas amplos e massivos são aqueles em que os sistemas são instáveis desde o seu nascimento. A maior abundância de material a partir do qual os planetas se formam em torno das suas estrelas hospedeiras faz com que nasçam demasiado grandes, impedindo que o sistema se mantenha estável.

A descoberta esclarece como o ambiente estelar nativo afeta diretamente o destino dos planetas e a sobrevivência de mundos potencialmente capazes de abrigar vida. Compreender esta ligação é essencial para orientar a procura de arquiteturas planetárias semelhantes às do Sistema Solar e de planetas potencialmente habitáveis como a Terra.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Istituto Nazionale di Astrofisica

Colisões gigantescas que moldam os sistemas planetários

Nos primórdios do nosso Sistema Solar, um objeto do tamanho de Marte, chamado Theia, colidiu com a Terra ainda em formação, vaporizando enormes quantidades de rocha e lançando-as para o espaço. Parte desse material coalesceu, dando origem à Lua.

© ESA (colisão de planetas gerando detritos)

Os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para examinar uma classe de sistemas estelares jovens que apresentam sinais de perturbações semelhantes, fornecendo pistas acerca da quantidade de energia envolvida nessas colisões. Os resultados fornecem mais informações sobre a composição e a evolução destes sistemas caóticos. O ambiente em torno de uma estrela muda à medida que esta envelhece, começando por um disco protoplanetário juvenil, rico em gás, onde os planetas em formação podem residir, e terminando num disco de detritos pobre em gás.

Durante a sua missão, o telescópio espacial Spitzer da NASA, agora aposentado, examinou a fase do disco de detritos com ainda mais pormenor, descobrindo uma subclasse denominada "discos extremos de detritos". Estes sistemas abrigam quantidades incomumente grandes de poeira quente perto da estrela, numa região comparável àquela onde os planetas rochosos orbitam no nosso Sistema Solar.

Contrariamente às previsões teóricas, que sugerem que deveríamos ver muitos discos extremos de detritos, as observações indicam que estes ambientes são raros. Os cientistas estimam que, com base nos dados recolhidos até agora, apenas cerca de 1% das estrelas jovens apresentam sinais observáveis desta fase, incluindo, possivelmente, o nosso próprio Sistema Solar durante a sua formação.

Apesar da sua raridade, a equipe conseguiu compilar uma amostra de 21 discos extremos de detritos, incluindo cinco provenientes dos dados de arquivo do Spitzer e 16 do Webb, com 12 discos recém-observados e observações de acompanhamento em quatro dos discos do Spitzer.

Antes do Webb, as informações eram limitadas. Sabia-se que eram estranhos e muito diferentes dos típicos discos de detritos frios que conhecemos, como o de Vega e o de Fomalhaut. Agora que com mais dados, é possível determinar o que estes discos representam para a formação e evolução planetária.

Foi confirmado que os discos extremos de detritos partilham três propriedades fundamentais: grãos de poeira menores do que os encontrados nos discos protoplanetários ou nos discos clássicos de detritos, uma elevada concentração de poeira quente e variações irregulares de brilho, todas reveladas pelos espectros no infravermelho médio obtidos pelo Webb e pelo Spitzer.

Para identificar o fator determinante destas características, a equipe estudou a composição mineralógica dos discos. Foi descoberto que a sua amostra podia ser classificada em discos ricos em sílica e discos pobres em sílica. O vidro vulcânico, como a obsidiana, é um exemplo de material rico em sílica encontrado na Terra, enquanto o mineral forsterite, pobre em sílica, apresenta-se sob a forma de grãos de areia verdes. A classificação de um disco extremo de detritos fornece informações sobre o tipo de colisões que produzem os detritos de impacto e pode ajudar a explicar a sua variabilidade no brilho infravermelho.

Da amostra, cerca de um-terço é rico em sílica, o que sugere que estes discos são produzidos por impactos altamente energéticos entre corpos do tamanho de Marte, nos quais uma parte significativa do material é vaporizada. Os restantes dois-terços da amostra são pobres em sílica, indicando que as colisões ocorrem em escalas menores, como colisões rasantes, entre objetos do tamanho da Lua. Os discos ricos em sílica só são encontrados em torno de estrelas com menos de 300 milhões de anos, enquanto os discos pobres em sílica persistem numa ampla gama de idades e apresentam frequentemente uma maior variabilidade de brilho.

A equipe propõe que esta variabilidade seja impulsionada pela rápida evolução orbital e colisional dos detritos recentes produzidos por múltiplos impactos. As suas descobertas podem ser aplicadas ao nosso Sistema Solar, que poderá ter passado por mais do que uma fase de discos extremos de detritos.

As simulações sugerem que os planetas terrestres, como a Terra, devem ser formados nas primeiras centenas de milhões de anos de um sistema solar. Este período coincide com as idades dos discos extremos de detritos ricos em sílica observados até agora e está em consonância com a estimativa de que a Terra e a Lua se formaram cerca de 100 milhões de anos após a formação do Sol, sendo a Lua provavelmente o resultado de uma colisão entre a Terra e um objeto do tamanho de Marte. 

Quanto à questão de saber se o nosso Sol passou por uma fase de disco extremo pobre em sílica, se os discos mais antigos pobres em sílica e os seus intervalos aleatórios de brilho no infravermelho refletirem instabilidade orbital, seria consistente com a hipótese do Intenso Bombardeamento Tardio para o nosso Sistema Solar. Nesse cenário, os planetas gigantes gasosos migraram distâncias significativas, perturbando gravitacionalmente as órbitas de corpos menores e desencadeando colisões catastróficas que geraram as fases de curta duração e ricas em poeira observadas nos discos extremos de detritos.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

A primeira imagem completa de formação planetária em ação

Ao longo das últimas décadas, os astrônomos construíram um cenário bastante completo para a formação planetária, desde minúsculas partículas de poeira que se aglomeram até ao aparecimento de esferas rochosas com milhares de quilômetros de diâmetro, como a nossa Terra, ou gigantes gasosos ainda maiores, como Júpiter.

© MPA / ALMA (disco protoplanetário ao redor do exoplaneta WISPIT 2)

Imagens em cores falsas, baseadas em dados do ALMA, do disco em torno do planeta WISPIT 2. A imagem à esquerda mostra o disco em torno de WISPIT 2 na luz associada às moléculas de CO (monóxido de carbono). Esta luz revela a estrutura do gás CO e, por extensão, do hidrogênio associado, mostrando claramente a estrutura em anel. Os símbolos indicam as posições da estrela central (dupla) e dos dois planetas, medidas anteriormente pelo VLT do ESO e pelo telescópio Magellan Clay.

Na imagem, ambos os planetas movem-se no sentido horário ao longo das suas órbitas. Ela capta uma região de 530 UA (ou seja, 530 vezes a distância média entre a Terra e o Sol) de lado a lado. A inserção amplia uma região menor, com 85 UA de lado a lado. Sobrepostas às estruturas encontram-se informações sobre o movimento do gás em torno do planeta WISPIT 2b: o gás que se move na nossa direção é apresentado em tons azulados, enquanto o gás que se afasta de nós é apresentado em tons avermelhados. WISPIT 2b encontra-se numa localização em que o gás se afasta de nós num lado e se aproxima de nós no outro, o que indica que o gás está rodopiando em torno do protoplaneta.

Os elementos-chave desse cenário baseiam-se em simulações e medições, mas as observações diretas têm permanecido notoriamente ausentes. Agora, uma equipe de astrônomos, do Instituto Max Planck de Astronomia, captou uma nova imagem única da formação planetária em ação: tirada com o observatório ALMA, no Chile, a imagem mostra as interações do planeta WISPIT 2b, um gigante gasoso com cinco vezes a massa de Júpiter, com o gás circundante do seu local de nascimento.

Os planetas nascem em discos protoplanetários constituídos por gás e poeira, que surgem naturalmente em torno de estrelas recém-formadas. Os planetas formam-se quando a poeira dentro desses discos se aglomera. Numa primeira fase, o resultado são seixos maiores, que, por sua vez, se aglomeram ainda mais para formar planetesimais com tamanhos que variam entre alguns e cem quilômetros. Esses planetesimais unem-se para formar esferas rochosas do tamanho de planetas. Numa parte do disco rica em gás, essas esferas rochosas podem acumular grandes quantidades de gás e tornar-se os núcleos de gigantes gasosos como Júpiter ou Saturno.

A primeira imagem confirmada de um protoplaneta no interior de um disco protoplanetário foi o planeta PDS 70 b, no disco que rodeia a estrela PDS 70. A uma distância de apenas cerca de 370 anos-luz, o sistema PDS 70 está suficientemente próximo para permitir observações detalhadas. O sistema WISPIT 2, cuja descoberta foi anunciada em agosto de 2025, é apenas o segundo disco no qual um protoplaneta pode ser claramente distinguido.

O sistema WISPIT 2 deve o seu nome ao programa de pesquisa que levou à sua descoberta (WIde Separation Planets In Time). Está localizado a uma distância de 430 anos-luz da Terra. O primeiro planeta conhecido do sistema, WISPIT 2b, um gigante gasoso, foi descoberto em paralelo com o instrumento SPHERE no VLT do ESO e com o telescópio Magellan Clay de 6,5 m. A assinatura luminosa do hidrogênio quente (a linha Hα) indica que o planeta continua acretando gás dos arredores, tornando-se cada vez mais massivo.

A descoberta de um segundo planeta, WISPIT 2c, foi anunciada em março de 2026, com base em observações realizadas com os instrumentos SPHERE e GRAVITY+ do VLT. Numa reviravolta adicional, do Instituto Max Planck de Astronomia, revela que, no centro do disco, em vez de uma única estrela, existem duas estrelas em que se orbitam muito intimamente!

Um dos principais desafios na exploração da formação planetária através de imagens astronômicas é a escala minúscula das estruturas envolvidas. No que diz respeito ao gás e à poeira nos discos protoplanetários, existe, na verdade, apenas uma instalação capaz de fornecer o nível de detalhe desejado: o observatório ALMA, um conjunto de 66 antenas de rádio situado no planalto de Chajnantor, nos Andes chilenos. As antenas do ALMA podem ser combinadas para atingirem a resolução de um único telescópio gigante com um diâmetro de até 16 quilômetros.

Assim que a descoberta de WISPIT 2b foi anunciada, o próximo passo lógico foi utilizar o ALMA para observar o seu gás e poeira. Em setembro de 2025, com o observatório numa das suas configurações mais potentes para a obtenção de imagens detalhadas, as antenas do ALMA voltaram-se para WISPIT 2b. Em torno de WISPIT 2b, foram encontrados redemoinhos de gás que tinham sido previstos por simulações de interações entre o disco e o planeta, mas que nunca tinham sido observados anteriormente. O WISPIT 2b é o único protoplaneta onde podemos ver o disco protoplanetário, o planeta, as evidências de que o planeta ainda está acretando matéria e, agora, como peça final do quebra-cabeças, o gás interagindo diretamente com o planeta.

As novas observações constituem o primeiro exemplo de um sistema em que se observam tanto as características de turbulência como o planeta associado. O presente resultado diz respeito a um gigante gasoso situado a uma distância considerável de 57 UA das estrelas centrais, quase o dobro da distância que separa Netuno do Sol. Quase todos os exoplanetas conhecidos estão muito mais próximos da sua estrela central do que isso.

No entanto, os métodos utilizados na análise abrem caminho para observações com a próxima geração de instrumentos, nomeadamente com o ELT (Extremely Large Telescope) de 39 m do ESO e na prevista atualização das antenas do ALMA, com uma sensibilidade significativamente melhorada. Daqui a pouco mais de uma década, essas ferramentas poderão fornecer uma versão atualizada do presente resultado: uma imagem de um gigante gasoso à mesma distância da sua estrela que Júpiter ou Saturno do Sol.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Descoberto os planetas mais "inchados"

Dados da missão TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA revelaram dois novos planetas "superinchados", mundos gigantes tão leves que a sua densidade é comparável à do algodão doce.

© NASA (ilustração da estrela TOI-791 e dois planetas gigantes)

Os cientistas calculam que estes planetas do tamanho de Júpiter, denominados TOI-791 b e TOI-791 c, são os mundos "mais macios" alguma vez descobertos.

Os planetas orbitam uma estrela semelhante ao Sol, denominada TOI-791, que se encontra a aproximadamente 1.113 anos-luz da Terra. A missão TESS detectou inicialmente os planetas ao observar quedas repetidas no brilho de TOI-791, um sinal revelador de que um planeta está em trânsito, ou seja, passando à frente de uma estrela.

Estudos posteriores revelaram dois grandes planetas com características incomuns. TOI-791 b tem quase o mesmo tamanho que Júpiter, mas contém apenas 3% da massa de Júpiter. TOI-791 c é ainda maior que Júpiter, mas contém apenas 5,9% da massa de Júpiter.

Os "superinchados" recém-descobertos apresentam também órbitas incomumente longas, sendo que TOI‑791 b demora 139 dias e TOI‑791 c 232 dias a dar a volta à estrela hospedeira. É raro encontrar planetas com órbitas tão longas, sendo necessários longos períodos de observação com telescópios para captar e confirmar as suas características.

A partir da sua posição privilegiada em alta órbita terrestre, o TESS conseguiu recolher 1.122 dias de dados sobre este sistema planetário ao longo de sete anos, proporcionando à equipe uma grande quantidade de dados acerca do sistema planetário. Uma análise mais aprofundada revelou que TOI-791 b e TOI-791 c estão presos num padrão orbital que lhes permite exercerem uma atração gravitacional mútua. À medida que orbitam a sua estrela hospedeira, os planetas alternam-se na atração mútua, afetando o tempo dos seus trânsitos pela estrela hospedeira. Os cientistas utilizaram essa variação no tempo orbital para calcular as massas dos planetas, consolidando o seu estatuto de "superinchados" de baixa densidade.

As suas densidades extremamente baixas tornam-nos alvos fascinantes para compreender como os sistemas planetários se formam e evoluem. Com mais estudos, estes "superinchados" poderão revelar-nos mais sobre a evolução planetária. Pensa-se que a formação de planetas de grandes dimensões impulsione a evolução de um sistema planetário.

Os cientistas esperam aprender mais sobre a composição química das atmosferas dos planetas, como a sua rotação afeta a sua forma e como a inclinação da sua estrela hospedeira se compara à das suas órbitas. Uma investigação mais aprofundada poderá fornecer novas informações sobre como TOI-791 b e TOI-791 c migraram pelo sistema planetário durante o seu desenvolvimento, se as suas órbitas foram moldadas por interações com outros planetas e como os planetas "superinchados" de baixa densidade se formam.

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

Fonte: Observatoire de la Côte d’Azur

Planetas recém-formados através das suas "impressões digitais" de poeira

Uma equipe de astrônomos, liderada pela Universidade de Warwick em colaboração com pesquisadores do MIT (Massachusetts Institute of Technology) e da Universidade McMaster, desenvolveu um método inovador para utilizar as propriedades dos anéis de poeira em torno das estrelas para estimar as massas de planetas recém-formados.

© A. Faruqi (simulação de um planeta embebido num disco protoplanetário)

Esta pesquisa oferece aos astrônomos uma nova maneira de localizar e caracterizar planetas que se encontram demasiado imersos no seu ambiente natal para serem observados diretamente.

Os planetas formam-se em discos giratórios de gás e poeira que rodeiam as estrelas jovens. Novos e potentes telescópios, como o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), revelaram que muitos destes discos protoplanetários contêm impressionantes estruturas em forma de anel. Há muito que se suspeitava que estas fossem pistas para os planetas que potencialmente orbitam dentro dos discos, mas até agora métodos robustos para as interpretar revelavam-se difíceis de encontrar.

Nesta pesquisa foram utilizadas simulações computacionais detalhadas para determinar como planetas de diferentes massas moldam os anéis de poeira à sua volta. Descobriu-se que a largura de um anel, a localização do seu ponto mais brilhante e a quantidade de poeira que contém apresentam, todas elas, sinais reveladores do planeta responsável.

Crucialmente, a equipe identificou uma relação matemática simples entre a localização do pico de brilho de um anel e a massa do seu planeta hospedeiro, uma relação que se mantém independentemente do comprimento de onda de observação ou do tamanho dos grãos de poeira que estão sendo observados. Isto implica na possibilidade de aplicar o método a observações existentes sem precisarem de conhecimento detalhado das condições do disco.

Para validar esta abordagem, os pesquisadores aplicaram o método a PDS 70, um dos poucos sistemas onde os planetas foram diretamente fotografados no interior do seu disco. Determinaram uma massa para o planeta PDS 70 c que está em forte concordância com estimativas independentes. Aplicaram também a técnica a cinco discos do recente levantamento exoALMA, prevendo novas estimativas de massa para os planetas que potencialmente se escondem no seu interior.

As descobertas abrem novas possibilidades para observações de discos que ajudarão a confirmar a existência de planetas que se suspeita estarem escondidos nos discos, revelarão outros totalmente novos e poderão elucidar os processos que podem ter desempenhado um papel na formação do nosso próprio Sistema Solar.

© ALMA (vinte discos protoplanetários próximos)

Conhecido como DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project), este "Grande Programa" do ALMA produziu imagens impressionantes e de alta resolução de vinte discos protoplanetários próximos e proporcionou novas informações sobre a variedade de características que estes contêm e a velocidade com que os planetas podem surgir.

Outro resultado notável das simulações é que, em discos típicos, os planetas mais massivos em formação podem reter até vinte vezes a massa da Terra em poeira dentro desses anéis. Isto confirma as observações do ALMA, mas levanta a questão de por que razão não foram detectados novos planetas na poeira e nos seixos retidos no anel. Os resultados sugerem que a poeira é suficientemente abundante e concentrada para potencialmente dar início à formação de planetas.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Warwick

A linha divisória entre planetas e estrelas

Onde fica a linha que divide as estrelas dos planetas mais massivos?

© J. Olmsted (ilustração do exoplaneta 29 Cygni b)

Os cientistas pensam que isso possa depender da maneira como se formaram. Terá sido através de um processo ascendente, crescendo gradualmente ao longo do tempo, ou de um processo descendente, no qual uma grande coleção de gás e poeira se fragmenta em pedaços menores, do tamanho de planetas? Os astrônomos utilizaram o telescópio espacial James Webb para estudar um objeto com uma massa cerca de 15 vezes superior à de Júpiter, o que o coloca exatamente na linha divisória entre os dois processos. Descobriram que o objeto, denominado 29 Cygni b, que orbita uma estrela próxima, provavelmente se formou de modo ascendente, em vez de descendente, ou seja, formou-se como um planeta, não como uma estrela.

Os planetas, como os do nosso Sistema Solar, formam-se num processo de ascendente, em que pequenos pedaços de rocha e gelo se aglomeram e crescem com o tempo. Mas quanto mais pesado for o planeta, mais difícil é explicar a sua formação dessa forma. Os astrônomos encontraram múltiplas linhas de evidência de que 29 Cygni b se formou a partir deste processo ascendente, recolhendo novas informações sobre como os planetas mais massivos surgiram.

Entende-se, de forma geral, que o processo de formação planetária ocorre dentro de gigantescos discos de gás e poeira em torno das estrelas, através de um processo chamado acreção. A poeira aglomera-se em seixos, que colidem e crescem cada vez mais, formando protoplanetas e, eventualmente, planetas. Os maiores, por sua vez, recolhem gás para se tornarem gigantes como Júpiter. Uma vez que a formação de gigantes gasosos demora mais tempo e o disco de material formador de planetas acaba por evaporar-se e desaparecer, os sistemas planetários acabam por ter muito mais planetas pequenos do que planetas grandes.

Em contrapartida, as estrelas formam-se quando uma vasta nuvem de gás se fragmenta e cada pedaço entra em colapso sob a sua própria gravidade, tornando-se cada vez mais pequeno e denso. Teoricamente, um processo de fragmentação semelhante poderia ocorrer também no interior dos discos protoplanetários. Isso poderia explicar por que razão alguns objetos muito massivos são encontrados a bilhões de quilômetros das suas estrelas hospedeiras, em regiões onde o disco protoplanetário deveria ser demasiado rarefeito para que a acreção ocorresse. 29 Cygni b situa-se na linha divisória entre o que pode ser explicado por estes dois mecanismos diferentes. Tem 15 vezes a massa de Júpiter e orbita a sua estrela a uma distância média de 2,4 bilhões de quilômetros, aproximadamente a mesma distância que Urano no nosso Sistema Solar.

O programa de observação da equipe utilizou o instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb no seu modo coronográfico para captar imagens diretas de 29 Cygni b. Este planeta foi o primeiro de quatro objetos alvo do programa, todos os quais se sabe que têm massas entre 1 e 15 vezes a de Júpiter. E também os alvos deveriam orbitar até cerca de 15 bilhões de quilômetros das suas estrelas. Os planetas são todos jovens e ainda quentes devido à sua formação, com temperaturas que variam entre cerca de 530 e 1.000 graus Celsius. Isto garantiria que a química atmosférica fosse semelhante à dos planetas do sistema HR 8799, que a equipe já tinha estudado anteriormente.

Ao escolher filtros adequados, foi possível procurar sinais de luz absorvida pelo dióxido de carbono (CO2) e pelo monóxido de carbono (CO), o que permitiu determinar a quantidade desses elementos químicos mais pesados (metais). Foram encontrados fortes indícios de que 29 Cygni b é rico em metais em relação à sua estrela hospedeira, que é semelhante ao nosso Sol em termos de composição. Dada a massa do planeta, a quantidade de elementos pesados que contém é equivalente a cerca de 150 Terras. Isto sugere que acretou grandes quantidades de sólidos ricos em metais a partir de um disco protoplanetário.

Os astrônomos também utilizaram uma rede de telescópios ópticos terrestres chamada CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) para determinar se a órbita do planeta está alinhada com a rotação da estrela. Confirmaram esse alinhamento, o que seria de esperar para um objeto que se formou a partir de um disco protoplanetário.

Em conjunto, estas evidências sugerem fortemente que 29 Cygni b se formou dentro de um disco protoplanetário através da rápida acreção de material rico em metais. À medida que os dados forem recolhidos sobre os outros três alvos do programa, planeja-se procurar indícios de diferenças de composição entre os planetas de menor massa e os de maior massa. Isto deverá proporcionar novos conhecimentos sobre os seus mecanismos de formação.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Revelada uma nova classe de planetas fundidos

O exoplaneta conhecido como L 98-59 d orbita uma pequena estrela vermelha a cerca de 35 anos-luz da Terra.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta L 98-59 d)

Observações recentes do telescópio espacial James Webb e de observatórios terrestres sugeriram algo incomum: o exoplaneta tem uma densidade particularmente baixa, dado o seu tamanho (que é cerca de 1,6 vezes o da Terra) e contém quantidades significativas de sulfureto de hidrogênio na sua atmosfera.

Até agora, os astrônomos teriam classificado um planeta como este numa de duas categorias conhecidas: ou um "anão gasoso" e rochoso com uma atmosfera de hidrogênio, ou um mundo rico em água composto por oceanos profundos e por gelo. Mas estas novas descobertas revelam que L 98-59 d não se enquadra em nenhuma dessas descrições, ao invés, parece pertencer a uma classe totalmente diferente de planetas, contendo moléculas pesadas de enxofre.

Utilizando simulações computacionais avançadas, pesquisadores reconstruiram a história do exoplaneta desde pouco depois do seu nascimento até aos dias de hoje, um período de quase cinco bilhões de anos. Ao ligar diretamente as observações telescópicas a estes modelos físicos detalhados do interior e da atmosfera planetária, conseguiram determinar o que deve estar ocorrendo nas profundezas do planeta.

Os seus resultados revelam que o manto de L 98-59 d é provavelmente constituído por silicato fundido (semelhante à lava na Terra), com um oceano global de magma que se estende por milhares de quilômetros abaixo da superfície. Este vasto reservatório fundido permite que o planeta armazene quantidades extremamente grandes de enxofre nas profundezas do seu interior, ao longo de escalas geológicas de tempo. O oceano de magma também ajuda L 98-59 d a reter uma atmosfera espessa rica em hidrogênio, contendo gases que contêm enxofre, como o sulfureto de hidrogênio (H2S), responsável pelo cheiro característico de ovos podres.

Normalmente, este seria perdido para o espaço ao longo do tempo, devido aos raios X produzidos pela estrela hospedeira. Ao longo de milhares de milhões de anos, as interações químicas entre o seu interior fundido e a atmosfera moldaram o que os telescópios observam hoje em L 98-59 d. Os pesquisadores sugerem que L 98-59 d pode ser o primeiro membro reconhecido de uma população mais ampla de planetas sulfurosos ricos em gás que sustentam oceanos de magma e de longa duração. Se assim for, a diversidade de mundos na nossa Galáxia pode ser ainda maior do que se imaginava anteriormente.

As observações do telescópio espacial James Webb realizadas em 2024 indicaram a presença de dióxido de enxofre, entre outros gases sulfurosos, nas camadas superiores da atmosfera de L 98-59 d. Os novos modelos da equipe mostram que estes gases podem ser criados quando a luz ultravioleta da estrela hospedeira, a anã vermelha L 98-59, desencadeia reações químicas. Ao mesmo tempo, o oceano de magma abaixo atua como um enorme reservatório para armazenar estes gases voláteis, acumulando-os e libertando-os ao longo de bilhões de anos após a formação do planeta. Esta combinação de armazenamento profundo de voláteis no seu interior e da química atmosférica impulsionada pelos raios ultravioleta explica as propriedades notáveis do planeta.

De acordo com as simulações, L 98-59 d provavelmente formou-se com uma quantidade muito grande de material volátil e pode ter-se assemelhado, em tempos, a um planeta sub-Netuno de maiores dimensões. Ao longo de bilhões de anos, foi encolhendo gradualmente à medida que arrefecia e perdia parte da sua atmosfera. É importante referir que os oceanos de magma representam os estados iniciais universais de todos os planetas rochosos (incluindo a Terra e Marte), pelo que novos conhecimentos acerca da física dos oceanos de magma podem fornecer informações sobre o nosso próprio mundo e sobre a sua história primordial.

O telescópio espacial James Webb está coletando uma grande quantidade de novos dados, com mais a caminho pelas futuras missões Ariel e PLATO. Os pesquisadores pretendem aplicar as suas simulações a estas novas medições, utilizando métodos de aprendizagem de máquina, para mapear a diversidade de mundos localizados além do Sistema Solar e estabelecer ligações com as suas histórias iniciais. Ao fazê-lo, será possível aprender como os planetas se formam, como evoluem e, assim, definir expectativas sobre quais podem ser habitáveis.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Oxford

Mapeamento da atmosfera superior de Urano

Pela primeira vez, uma equipe internacional de astrônomos mapeou a estrutura vertical da atmosfera superior de Urano, descobrindo como a temperatura e as partículas carregadas variam com a altura no planeta.

© Webb (atmosfera superior de Urano)

Utilizando o instrumento NIRSpec do telescópio espacial James Webb, a equipe observou Urano durante quase uma rotação completa, detectando o brilho tenue das moléculas acima das nuvens.

Os resultados oferecem uma nova janela para a forma como os planetas gigantes gelados distribuem a energia nas suas camadas superiores. O estudo mapeou a temperatura e a densidade dos íons na atmosfera que se estende até 5.000 km acima do topo das nuvens de Urano, uma região chamada ionosfera onde a atmosfera se ioniza e interage fortemente com o campo magnético do planeta.

Estes dados únicos fornecem o retrato mais detalhado até agora de onde se formam as auroras do planeta, como são influenciadas pelo seu campo magnético incomumente inclinado e como a atmosfera de Urano tem continuado a arrefecer ao longo das últimas três décadas. As medições mostram que as temperaturas atingem o seu pico entre 3.000 e 4.000 km, enquanto as densidades iônicas atingem o seu máximo por volta dos 1.000 km, revelando claras variações longitudinais ligadas à complexa geometria do campo magnético.

A equipe mediu uma temperatura média de cerca de 426 K (cerca de 153º C), inferior aos valores registados por telescópios terrestres ou por naves espaciais anteriores. Foram detectadas duas bandas aurorais brilhantes perto dos polos magnéticos de Urano, juntamente com uma diminuição distinta da emissão e da densidade de íons em parte da região entre as duas bandas (uma característica provavelmente ligada a transições nas linhas do campo magnético).

Foram observadas regiões mais escuras semelhantes em Júpiter, onde a geometria do campo magnético controla a forma como as partículas carregadas viajam através da atmosfera superior. A magnetosfera de Urano é uma das mais estranhas do Sistema Solar. Está inclinada e deslocada do eixo de rotação do planeta, o que significa que as suas auroras varrem a superfície de formas complexas. O Webb mostrou-nos agora até que ponto esses efeitos se estendem na atmosfera. Ao revelar a estrutura vertical de Urano com tanto pormenor, o Webb está ajudando a compreender o balanço energético dos gigantes gelados. Este é um passo crucial para caracterizar os planetas gigantes localizados além do nosso Sistema Solar.

A pesquisa foi publicada na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: ESA

Encontrado o elo perdido dos planetas mais comuns da Galáxia

Uma das maiores surpresas recentes da astronomia é a descoberta de que a maior parte das estrelas como o Sol abrigam um planeta entre o tamanho da Terra e de Netuno dentro da órbita de Mercúrio, tamanhos e órbitas ausentes do nosso Sistema Solar.

© NINS (ilustração do sistema planetário V1298 Tau)

Estas "super-Terras" e "sub-Netunos" são os planetas mais comuns da Galáxia, mas a sua formação tem estado envolta em mistério. Agora, astrônomos encontraram um elo crucial em falta. Ao "pesar" quatro planetas recém-nascidos no sistema V1298 Tau, captaram uma rara visão de mundos no processo de se transformarem nos tipos de planetas mais comuns da Galáxia.

O estudo centrou-se em V1298 Tau, uma estrela com apenas cerca de 20 milhões de anos, um piscar de olhos no tempo cósmico em comparação com o nosso Sol com 4,5 bilhões de anos. Em órbita desta jovem e ativa estrela estão quatro planetas gigantes, todos com tamanhos entre Netuno e Júpiter, apanhados numa fase fugaz e turbulenta de rápida evolução. Este sistema parece ser um antepassado direto dos sistemas compactos e multiplanetários que se encontram por toda a Galáxia.

Tal como a Pedra de Roseta que ajudou na decifração dos hieróglifos egípcios, V1298 Tau ajuda-nos a descodificar como os planetas mais comuns da Galáxia surgiram. Durante uma década, a equipe utilizou um arsenal de telescópios terrestres e espaciais para medir com precisão o momento em que cada planeta passava em frente da estrela, um evento conhecido como trânsito. Ao cronometrar estes trânsitos, os astrônomos detectaram que as órbitas dos planetas não eram perfeitamente regulares. A sua configuração orbital e a gravidade fazem com que puxem uns pelos outros, acelerando ou abrandando ligeiramente a sua dança celeste.

Estas pequenas alterações de tempo, chamadas Variações de Tempo de Trânsito (VTTs), permitiram à equipe medir, pela primeira vez, a massa dos planetas de forma robusta. Ao usar as VTTs, é aplicada essencialmente a gravidade dos planetas uns contra os outros. O tempo exato em que eles puxam pelos seus vizinhos permitiu calcular as suas massas e evitar os obstáculos com esta jovem estrela.

Os planetas, apesar de terem 5 a 10 vezes o raio da Terra, têm massas de apenas 5 a 15 vezes a do nosso planeta. Isto torna-os incrivelmente pouco densos, mais parecidos com algodão doce do tamanho de um planeta do que com mundos rochosos. Os raios incomumente grandes dos planetas jovens levaram à hipótese de que têm densidades muito baixas e excepcionalmente "inchados". O seu inchaço ajuda a resolver um enigma de longa data na formação de planetas. Um planeta que simplesmente se forma e arrefece ao longo do tempo seria muito mais compacto. A análise da equipe revela que estes planetas devem ter sofrido uma transformação dramática no início das suas vidas, perdendo rapidamente grande parte das suas atmosferas iniciais e arrefecendo drasticamente quando o disco rico em gás ao redor da sua jovem estrela desapareceu.

Estes planetas já sofreram uma transformação dramática, perdendo rapidamente grande parte das suas atmosferas originais e arrefecendo mais depressa do que o esperado pelos modelos padrão. V1298 Tau é um elo crítico entre as nebulosas formadoras de estrelas e planetas que vemos por todo o céu e os sistemas planetários maduros que agora foram descobertos aos milhares. O sistema V1298 Tau serve agora como um laboratório crucial para compreender as origens dos planetas mais abundantes da Via Láctea, dando aos cientistas um vislumbre sem precedentes das vidas turbulentas e transformadoras de mundos jovens. Compreender sistemas como V1298 Tau pode também ajudar a explicar porque é que o nosso próprio Sistema Solar não tem as super-Terras e sub-Netunos que são tão abundantes em outras partes da Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Planetas Urano e Netuno podem ser gigantes rochosos

Uma equipe de pesquisadores da Universidade de Zurique e do NCCR PlanetS (National Centre of Competence in Research PlanetS) está desafiando a nossa compreensão do interior dos planetas do Sistema Solar.

© Instituto Keck (ilustração do planeta Urano)

Nota-se na ilustração que Urano pode ser um gigante de gelo (à esquerda) ou um gigante de rocha (à direita), dependendo dos pressupostos do modelo.

A composição de Urano e Netuno, os dois planetas mais exteriores, pode ser mais rochosa e menos gelada do que se pensava. Os planetas do Sistema Solar são tipicamente divididos em três categorias com base na sua composição: os quatro planetas terrestres rochosos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), seguidos pelos dois gigantes gasosos (Júpiter e Saturno) e, finalmente, pelos dois gigantes gelados (Urano e Netuno).

De acordo com o trabalho realizado pela equipe científica da Universidade de Zurique, Urano e Netuno poderão ser mais rochosos do que gelados. O novo estudo não afirma que os dois planetas azuis sejam de um tipo ou de outro, ricos em água ou em rocha, mas desafia a ideia de que ricos em gelo seja a única possibilidade. Esta interpretação é também consistente com a descoberta de que o planeta anão Plutão tem uma composição predominantemente rochosa.

A equipe desenvolveu um processo de simulação único para o interior de Urano e Netuno. A classificação de gigante de gelo está demasiado simplificada, uma vez que Urano e Netuno ainda são pouco conhecidos. Os modelos baseados na física eram demasiado fundamentados em pressupostos, enquanto os modelos empíricos são demasiado simplistas.

Foram combinadas ambas as abordagens para obter modelos interiores imparciais e fisicamente consistentes. Para tal, foi criado um perfil de densidade aleatório para o interior do planeta. Depois, foi calculado o campo gravitacional planetário que é consistente com os dados observacionais e inferido uma possível composição. Finalmente, o processo é repetido para obter a melhor correspondência possível entre os modelos e os dados observacionais.

Com o seu novo modelo agnóstico, mas totalmente físico, a equipe da Universidade de Zurique descobriu que a potencial composição interna dos "gigantes de gelo" do nosso Sistema Solar não se limita apenas ao gelo (tipicamente representado pela água). A nova gama de composições internas mostra que ambos os planetas podem ser ricos em água ou em rocha.

O estudo traz também novas perspectivas sobre os intrigantes campos magnéticos de Urano e Netuno. Ao passo que a Terra tem polos magnéticos norte e sul bem definidos, os campos magnéticos de Urano e Netuno são mais complexos, com mais de dois polos. Os modelos desenvolvidos pela equipe têm as chamadas camadas de "água iônica" que geram dínamos magnéticos em locais que explicam os campos magnéticos não-dipolares observados.

Foi descoberto tanbém que o campo magnético de Urano tem origem mais profunda do que o de Netuno. Embora os resultados sejam prometedores, subsistem algumas incertezas. Uma das principais questões é o fato de os físicos ainda não compreenderem como os materiais se comportam nas condições exóticas de pressão e temperatura que se encontram no coração de um planeta, o que pode ter impacto nos nossos resultados. Apesar das incertezas, os novos resultados também abrem caminho a novos cenários potenciais de composição interior, desafiam pressupostos de décadas e orientam a futura pesquisa em ciência dos materiais em condições planetárias.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Universität Zürich