A primeira medição da densidade de um exoplaneta muito jovem

Uma equipe liderada por cientistas do IRAP (CNRS/CNES/Université Toulouse III - Paul Sabatier) e do IPAG (CNRS/UGA) mediu pela primeira vez a densidade interna de um exoplaneta muito jovem que orbita uma estrela extremamente ativa e recém-formada.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de anã vermelha e seu planeta)

Apesar do "ruído" gerado pela atividade da estrela, conseguiram fazê-lo usando o instrumento de caça exoplanetária SPIRou acoplado ao CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope). 

A estrela AU Microscopii (AU Mic) não tem mais do que 22 milhões de anos. Portanto, é muito jovem, assim como o sistema planetário em seu redor, que abriga um gigante gasoso chamado AU Mic b. 

A massa e a densidade de AU Mic b, que foi detectado pela primeira vez pelo satélite TESS da NASA, foram agora determinadas usando o espectropolarímetro SPIRou. Os valores revelaram-se muito semelhantes aos de Netuno, que é mais de 4 bilhões de anos mais velho. No entanto, a órbita do exoplaneta está 450 vezes mais próxima da sua estrela do que Netuno está do Sol. A sua atmosfera tem uma temperatura de cerca de 300º C, pelo que pertence à família dos "Netunos quentes".

A sua estrela, que é altamente ativa por ser tão jovem, gera campos magnéticos muito fortes, tornando extremamente difícil a análise do sinal de AU Mic b. No entanto, as capacidades de alto desempenho do SPIRou, juntamente com o trabalho realizado pelos cientistas do IRAP e do IPAG, finalmente tornaram possível a determinação da sua massa e, portanto, da sua densidade, apesar do "ruído" gerado pela atividade da estrela AU Mic. 

Esta é a primeira vez que os astrônomos medem com sucesso a massa (usando o SPIRou) e o raio (graças ao TESS) de um exoplaneta com menos de 200 milhões de anos. É também o primeiro exoplaneta cuja massa foi medida pelo SPIRou, um instrumento de próxima geração projetado e construído sob a supervisão de equipes francesas e recentemente acoplado ao CFHT. 

As equipes envolvidas com o SPIRou também confirmaram o desempenho incomparável do novo instrumento e estudaram outra característica de AU Mic b, a inclinação da sua órbita. Esta acabou por estar bem alinhada com o planeta equatorial da sua estrela, sugerindo que a sua formação não foi afetada por outros objetos massivos. 

Todas estas descobertas fornecem informações adicionais que vão ajudar os cientistas a refinar os modelos de formação e migração planetária.

Os resultados foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: National Centre for Scientific Research

Uma ampulheta cósmica

A Imagem do telescópio espacial Hubble desta semana apresenta um retrato impressionante de M1-63, um exemplo lindamente captado de uma nebulosa planetária bipolar localizada na constelação de Scutum (o Escudo).

© Hubble (M1-63)

Uma nebulosa como esta é formada quando a estrela em seu centro derrama enormes quantidades de material de suas camadas externas, deixando para trás uma nuvem espetacular de gás e poeira.

Acredita-se que um sistema binário de estrelas no centro da nebulosa bipolar seja capaz de criar formas de ampulheta ou borboletas como a desta imagem. Isso ocorre porque o material da estrela que se desprende é afunilado em direção aos seus polos, com a ajuda da companheira, criando a distinta estrutura de lóbulo duplo vista em nebulosas como M1-63.

Fonte: ESA

Um zoom na formação estelar

Descoberta no ano de 1836 por John Herschel, a NGC 6902 é uma galáxia em espiral situada a mais de 130 milhões de anos-luz de distância na constelação do Sagitário.

© ESO/VLT (NGC 6902)

Esta imagem foi obtida pelo instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), montado num dos telescópios de 8,2 metros de diâmetro que compõem o Very Large Telescope (VLT) do ESO, e mostra a galáxia de uma perspectiva única. 

Um zoom em direção ao centro da galáxia, a imagem mostra um anel nuclear onde podemos ver o brilho laranja da formação estelar intensa. No interior deste anel situa-se uma pequena e tênue barra de estrelas. 

Os pesquisadores descobriram que as estrelas no seu interior se distribuem de forma diferente dependendo da idade, com as estrelas mais jovens alinhadas ao longo da barra e as estrelas mais velhas mais dispersas. 

Esta distribuição de estrelas jovens e velhas no interior da barra central da NGC 6902 confirma as previsões feitas há vários anos por modelos e simulações. Esta é a primeira vez que estas previsões de estrutura galáctica são confirmadas por observações, o que se deve à notável resolução espacial do instrumento MUSE.

Fonte: ESO

Atividade bizarra em magnetar

Astrônomos do OzGrav (ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery) e da CSIRO (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation) observaram um comportamento bizarro e nunca antes visto de um magnetar com emissão no rádio, um tipo raro de estrela de nêutrons e um dos ímãs mais fortes do Universo.

© OzGrav (ilustração de um magnetar ativo)

As suas novas descobertas sugerem que os magnetares têm campos magnéticos mais complexos do que se pensava, o que pode desafiar as teorias de como nascem e evoluem ao longo do tempo. 

Os magnetares são um tipo raro de estrelas de nêutrons giratória com alguns dos campos magnéticos mais poderosos do Universo. Os astrônomos só detectaram trinta destes objetos dentro e ao redor da Via Láctea, a maioria deles descobertos por telescópios de raios X após uma explosão altamente energética.

No entanto, vários destes magnetares também emitiu pulsos de rádio semelhantes aos pulsares, objetos menos magnéticos dos magnetares que produzem feixes de ondas de rádio a partir dos seus polos magnéticos. Rastrear como os pulsos destes magnetares com emissão no rádio mudam ao longo do tempo fornece uma janela única para a sua evolução e geometria. 

Em março de 2020, um novo magnetar chamado Swift J1818.0-1607 (J1818 para abreviar) foi descoberto depois de ter emitido uma brilhante explosão de raios X. Observações rápidas de acompanhamento detectaram pulsos de rádio originários do magnetar. Curiosamente, a aparência dos pulsos de rádio de J1818 era bem diferente daqueles vistos em outros magnetares com emissão no rádio.

A maioria dos pulsos de rádio dos magnetares mantém um brilho consistente numa ampla faixa de frequências de observação. No entanto, os pulsos de J1818 eram muito mais brilhantes em frequências baixas do que em frequências altas, semelhante ao que é visto nos pulsares, outro tipo comum de estrela de nêutrons emissora de rádio.

A fim de entender melhor como J1818 iria evoluir ao longo do tempo, uma equipe liderada por cientistas do OzGrav (Centro ARC de Excelência para Descoberta de Ondas Gravitacionais) observou-o oito vezes com o radiotelescópio Parkes da CSIRO entre maio e outubro de 2020. 

Durante este tempo, descobriram que o magnetar passou por uma breve crise de identidade: em maio, ainda estava emitindo os pulsos incomuns de pulsar que haviam sido detectados anteriormente; no entanto, em junho começou a piscar entre um estado brilhante e um estado fraco. 

Este comportamento oscilante atingiu um pico em julho, quando o viram alternando entre pulsos de rádio semelhantes aos dos pulsares e pulsos de rádio semelhantes aos dos magnetares. 

Os cientistas também procuraram alterações na forma do pulso e no brilho em diferentes frequências de rádio e compararam as suas observações com um modelo teórico com 50 anos. Este modelo prevê a geometria esperada de um pulsar, com base na direção de torção da sua luz polarizada. A partir das observações, foi descoberto que o eixo magnético de J1818 não está alinhado com o seu eixo de rotação. Em vez disso, o polo magnético emissor de rádio parece estar no seu hemisfério sul, localizado logo abaixo do equador. A maioria dos outros magnetares têm campos magnéticos que estão alinhados com os seus eixos de rotação ou são um pouco ambíguos.

Notavelmente, esta geometria magnética parece ser estável na maioria das observações. Isto sugere que quaisquer mudanças no perfil do pulso são simplesmente devido às variações no momento em que os pulsos de rádio são emitidos acima da superfície da estrela de nêutrons. No entanto, a observação de 1 de agosto de 2020 destaca-se como uma curiosa exceção.

O melhor modelo geométrico para esta data sugere que o feixe de rádio mudou brevemente para um polo magnético completamente diferente localizado no hemisfério norte do magnetar. Uma falta distinta de quaisquer mudanças na forma do perfil de pulso do magnetar indica que as mesmas linhas de capo magnético que acionam os pulsos de rádio "normais" também devem ser responsáveis pelos pulsos vistos do outro polo magnético. 

O estudo sugere que isto são evidências de que os pulsos de rádio de J1818 têm origem em "loops" de linhas de campo magnético que ligam dois polos próximos, como aqueles vistos a ligarem os dois polos de um ímã em "ferradura" ou em manchas solares no Sol. Isto é diferente da maioria das estrelas de nêutrons comuns, que devem ter polos norte e sul em lados opostos da estrela, que são ligados por um campo magnético em forma de toroide.

Esta configuração peculiar do campo magnético também é apoiada por um estudo independente dos pulsos de raios X de J1818 que foram detectados pelo telescópio NICER a bordo da Estação Espacial Internacional. Os raios X parecem vir de uma única região distorcida de linhas de campo magnético que emergem da superfície do magnetar ou de duas regiões menores, mas bem espaçadas. 

Estas descobertas têm implicações potenciais para as simulações de computador de como os magnetares nascem e evoluem durante longos períodos de tempo, já que as geometrias de campo magnético mais complexas mudarão a rapidez com que os seus campos magnéticos se devem deteriorar com o tempo.

Além disso, as teorias que sugerem que as FRBs (Fast Radio Bursts) podem ter origem nos magnetares terão que levar em conta os pulsos de rádio potencialmente originários de vários locais ativos dentro dos seus campos magnéticos. Captar uma inversão dos polos magnéticos em ação também pode proporcionar a primeira oportunidade de mapear o campo magnético de um pulsar.

As novas descobertas foram publicadas na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: OzGrav

Descoberto sistema sêxtuplo eclipsante

Uma equipe internacional de pesquisadores liderada por Brian P. Powell do Goddard Space Flight Center da NASA e Veselin P. Kostov do Instituto SETI identificou um sistema único que consiste de seis estrelas.

© NASA (ilustração da estrela binária Thuban)

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) revelou anteriormente que Thuban, formalmente conhecida como Estrela do Norte, também é um binário eclipsante, conforme ilustrado acima.

As três estrelas binárias formam um sistema vinculado gravitacionalmente e cada par está produzindo eclipses. O sistema estelar TYC 7037-89-1 foi descoberto em dados do TESS com uma rede neuronal projetada para detectar estrelas binárias eclipsantes.

Este recém-descoberto e complexo sistema estelar está na direção da constelação de Eridanus, a cerca de 1.900 anos-luz da Terra. "Os sistemas múltiplos eclipsantes, como TYC 7037-89-1, permitem medições simultâneas e precisas dos tamanhos estelares, temperaturas e, potencialmente, as massas dos pares de estrelas que partilham uma história comum," disse Kostov.

© NASA (sistema estelar sêxtuplo TYC 7037-89-1)

Este esquema mostra a configuração do sistema estelar sêxtuplo TYC 7037-89-1. O sistema quádruplo interior é composto por dois binários, A e C, que se orbitam um ao outro mais ou menos a cada 4 anos. O binário B, mais exterior, orbita o sistema quádruplo mais ou menos a cada 2.000 anos. Todos os três pares são binários eclipsantes. As órbitas não estão em escala.

Por sua vez, isto fornece uma melhor compreensão da formação e evolução estelar em ambientes dinamicamente ricos. "O sistema tem três binários (chamemo-los A, B e C) com períodos orbitais que variam entre 1 e 8 dias, e organizados de forma hierárquica," disse Saul Rappaport, do Departamento de Física do MIT (Massachusetts Institute of Technology).

O binário A orbita em torno do binário C com um período de vários anos, enquanto o binário B orbita ao redor do sistema quádruplo A-C com um período de vários milhares de anos. O surpreendente é que todos os três binários têm os seus planos orbitais suficientemente bem alinhados com a nossa linha de visão para que possamos ver eclipses de todos eles. Isto, apesar das suas enormes separações entre os três binários.

A inteligência artificial e a aprendizagem de máquina continuam demonstrando o seu potencial, gerando descobertas tentadoras a partir da vasta quantidade de dados recolhidos por missões como a do TESS e do seu antecessor, Kepler. Considerando que estas descobertas ainda precisem de ser confirmadas por meio de análises humanas e, às vezes, por observações de acompanhamento, a velocidade com que novas descobertas podem ser reveladas está aumentando exponencialmente.

Embora a missão do TESS seja a de procurar exoplanetas usando o método de trânsito, a equipe aplicou este mesmo método para detectar estrelas eclipsantes. O método de trânsito é a forma mais comum de encontrar exoplanetas. Para esta finalidade, os cientistas medem o brilho de uma estrela ao longo do tempo. Quando um planeta passa entre a estrela e o instrumento de observação, a estrela escurece em intervalos fixos, indicando a presença de um exoplaneta. 

Para diferenciar o escurecimento provocado por um exoplaneta da queda de brilho provocada por uma estrela binária, os cientistas podem usar a profundidade medida do evento e o tamanho da estrela hospedeira para calcular o tamanho do objeto em trânsito. Se este objeto for maior do que cerca de 2 raios de Júpiter, é mais provável que seja uma segunda estrela. 

Já era conhecido alguns outros sistemas de seis estrelas, notavelmente Castor na constelação de Gêmeos. Mas esta é a primeira vez que cada um dos sistemas binários constituintes é um binário eclipsante. 

Estudos adicionais de sistemas como TYC 7037-89-1 podem fornecer pistas sobre a formação estelar. Não é conhecido ainda como estes complexos sistemas estelares se formam, mas até agora o TESS e a inteligência artificial identificaram mais de 100 sistemas candidatos. Um potencial cenário de formação é que uma jovem estrela binária capturou uma terceira estrela, após o qual cada um dos três corpos se fragmentou em dois.

Fonte: SETI Institute

Medições da luz em aglomerado sugerem ligação com a matéria escura

Uma combinação de dados observacionais e simulações sofisticadas de computador deu passos em frente num campo da astrofísica com poucos avanços no último meio século.

© J. Golden-Marx/Y. Zhang (luz intra-aglomerado)

À esquerda temos uma imagem simulada na qual a luz intra-aglomerado é visível como uma neblina difusa entre picos discretos de brilho, as galáxias. Em observações, como as da direita, esta componente de luz intra-aglomerado é amplamente abafada pelo ruído.

O DES (Dark Energy Survey), com sede no Laboratório Nacional do Acelerador Fermi do Departamento de Energia dos EUA, publicou uma série de novos resultados sobre a luz intra-aglomerado, um tipo tênue de luz encontrada dentro de aglomerados de galáxia. Um primeiro artigo foi publicado na revista The Astrophysical Journal em abril de 2019. Outro apareceu mais recentemente na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Numa descoberta surpreendente deste último trabalho, os físicos do DES descobriram novas evidências de que a luz intra-aglomerado pode fornecer uma nova maneira de medir uma substância misteriosa chamada matéria escura. A fonte da luz intra-aglomerado parece ser estrelas errantes, aquelas que não estão gravitacionalmente ligadas a nenhuma galáxia. 

Há muito que se suspeita que a luz intra-aglomerado seja um componente significativo dos aglomerados de galáxias, mas o seu brilho fraco torna-a difícil de medir. Ninguém sabe quanto existe ou até que ponto se espalhou pelos aglomerados de galáxias.

"Observacionalmente, descobrimos que a luz intra-aglomerado é um marcador radial muito bom da matéria escura. Isto significa que a luz intra-aglomerado é relativamente brilhante, a matéria escura é relativamente densa," disse Yuanyuan Zhang, cientista do Fermilab que liderou ambos os estudos. 

Embora invisível, a matéria escura é responsável pela maior parte da matéria no Universo. Em que consiste a matéria escura é um dos maiores mistérios da cosmologia moderna. Sabe-se apenas que difere muito da matéria normal que consiste dos prótons, nêutrons e elétrons que dominam a vida quotidiana. 

A maioria dos astrofísicos mede a luz intra-aglomerado no centro de um aglomerado de galáxias, onde é mais brilhante e abundante. No entanto, os colaboradores do DES conseguiram obter a medição da luz intra-aglomerado mais radialmente estendida até agora. A equipe usou lentes gravitacionais fracas para comparar a distribuição radial da luz intra-aglomerado, como muda com a distância ao centro, com a distribuição radial da massa de um aglomerado de galáxias. 

A lente gravitacional fraca é um método sensível à matéria escura para medir a massa de uma galáxia ou aglomerado. Ocorre quando a gravidade de uma estrela ou aglomerado em primeiro plano desvia a luz de uma galáxia mais distante, distorcendo a sua forma aparente. Descobriu-se observacionalmente que a luz intra-aglomerado reflete a distribuição tanto da massa visível total de um aglomerado de galáxias quanto, possivelmente, a distribuição da matéria escura invisível.

Para obter mais informações, foi usada sofisticada simulação de computador para estudar a relação entre a luz intra-aglomerado e a matéria escura. Foi descoberto que os perfis radiais entre os dois fenômenos na simulação não estavam de acordo com os dados observacionais.

A luz intra-aglomerado que a equipe mediu é cerca de cem a mil vezes mais tênue do que a que os cientistas do DES normalmente tentam medir. Os astrofísicos normalmente fazem medições da luz intra-aglomerado usando um punhado de aglomerados de galáxias de cada vez. Para obter uma imagem maior e para reduzir o ruído, a equipe do DES calculou estatisticamente uma média de 300 aglomerados de galáxias no primeiro estudo e mais de 500 no segundo. Todos eles estão a alguns bilhões de anos-luz da Terra. Para filtrar o sinal do ruído de cada agloemrado são necessários muitos dados, que é exatamente o que o DES gerou. 

No início de 2019, o DES completou a sua missão de seis anos de observar centenas de milhões de galáxias distantes nos céus do hemisfério sul e publicou este mês o seu segundo lançamento de dados. As medições da luz intra-aglomerado sondam aglomerados que estão até 3,3 bilhões de anos-luz da Terra. Em estudos futuros, os astrônomos pretendem estudar a evolução do desvio para o vermelho da luz intra-aglomerado, como muda com o tempo cósmico.  

Fonte: Fermi National Accelerator Laboratory

Explicação alternativa para a formação do Sistema Solar

Uma nova teoria que explica porque é que o Sistema Solar interior é tão diferente das regiões exteriores vai contra a sabedoria predominante.

© Mark A. Garlick (formação do Sistema Solar em duas populações planetárias distintas)

A teoria foi proposta por um grupo internacional de pesquisadores. Mercúrio, Vênus, Terra e Marte no Sistema Solar interior são planetas relativamente pequenos e secos, ao contrário de Júpiter, Saturno, Urano e Netuno nas regiões exteriores, planetas que contêm quantidades muito maiores de elementos voláteis. 

"Nos últimos anos, também descobrimos outra grande diferença entre as duas partes do Sistema Solar," diz Maria Schönbächler, professora no Instituto de Geoquímica e Petrologia da Universidade de Zurique. "Os meteoritos têm uma 'impressão digital' diferente dependendo se tiveram origem no Sistema Solar interior ou exterior." 

A sua origem determina o conteúdo isotópico dos meteoritos. Os isótopos são átomos distintos de um determinado elemento, que partilham o mesmo número de prótons nos seus núcleos, mas variam no número de nêutrons. A explicação atual para as diferenças na composição química dos planetas e meteoritos é a seguinte: há 4,5 bilhões de anos, à medida que o Sistema Solar se formava a partir de um disco de gás e poeira, o planeta Júpiter foi o primeiro a desenvolver-se. Este dividiu o disco numa região interna e noutra externa e bloqueou a troca de materiais entre as duas. 

De acordo com simulações computacionais, o Sistema Solar interior e exterior foram formados em duas ondas separadas e em dois momentos diferentes. Muito cedo, quando o disco original de poeira e gás, bem como o Sol, ainda estavam se formando, surgiram os primeiros blocos de construção dos planetas interiores, denominados planetesimais, que medem cerca de 100 km. 

Aqui a chamada linha da neve desempenha um papel fundamental, que se formou a uma certa distância do Sol ainda muito jovem. Dentro desta linha da neve, a água existia como vapor, enquanto a água para lá transformava-se em cristais de gelo. Logo do lado de fora da linha da neve, parte do vapor de água condensou-se em grãos de poeira, que se agregaram para formar os primeiros planetesimais. 

A nova teoria também fornece uma explicação: o disco de poeira continha o isótopo radioativo alumínio-26, que os blocos de construção planetária herdaram. Tem uma meia-vida de 700.000 anos e libera uma grande quantidade de energia à medida que se decompõe, o suficiente para aquecer planetesimais por dentro e derretê-los. Isto levou à formação de núcleos de ferro e à evaporação da água e de outros elementos voláteis.

Surgiu então uma segunda onda de formação planetesimal, só que desta vez no Sistema Solar exterior. Com o aquecimento do disco de gás e poeira, a linha da neve moveu-se para fora, e as partículas de poeira que se moviam em direção ao Sol ficaram retidas na nova fronteira.  

Dado que o segundo processo começou mais tarde, uma grande parte do alumínio-26 radioativo já havia decaído, o que significa que uma quantidade menor de elementos voláteis evaporou. Como resultado, na região externa ocorreu a formação de gigantes de gás e gelo como Júpiter, Saturno ou Urano. 

De acordo com o modelo, a fase inicial foi dominada por colisões entre os planetesimais. Mais tarde, a gravidade destes corpos fez com que atraíssem e acumulassem partículas de poeira num processo de "acreção de seixos". Seguiu-se outra fase de colisões até ao fim do processo de formação da Terra, quando colidiu com um último grande pedaço. Este impacto fez com que o jovem planeta ejetasse material que acabou por formar a Lua. As simulações também ilustram como os planetas migraram para mais perto do Sol à medida que se formavam, antes de se estabelecerem nas órbitas que vemos hoje.

O estudo propõe um cenário geral que reproduz a composição e a história da formação do Sistema Solar. E, de fato, os cálculos correspondem aos dados de análises de meteoritos e observações astronômicas.

O trabalho foi publicado na revista Science.

Fonte: University of Oxford

Descoberto primeiro exoplaneta sem nuvens semelhante a Júpiter

Os astrônomos do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics detectaram o primeiro planeta semelhante a Júpiter sem nuvens ou neblina na sua atmosfera observável.

© CfA/M. Weiss (ilustração do exoplaneta WASP-62b)

Batizado de WASP-62b, o gigante gasoso foi detectado pela primeira vez em 2012 pelo levantamento WASP (Wide Angle Search for Planets). A sua atmosfera, no entanto, nunca havia sido estudada detalhadamente até agora.

Conhecido como um "Júpiter quente", WASP-62b fica a 575 anos-luz de distância da Terra e tem aproximadamente metade da massa de Júpiter. No entanto, ao contrário do planeta Júpiter, que leva quase 12 anos para orbitar o Sol, WASP-62b completa uma translação em torno da sua estrela em apenas quatro dias e meio. Esta proximidade com a estrela torna-o extremamente quente, daí o nome "Júpiter quente". 

Usando o telescópio espacial Hubble, os astônomos recolheram dados e observações do planeta usando espectroscopia, o estudo da radiação eletromagnética para ajudar a detectar elementos químicos. O exoplaneta WASP-62b foi monitorado quando passou três vezes em frente da sua estrela hospedeira, possibilitando observações no visível que podem detectar a presença de sódio e potássio na atmosfera de um planeta. 

Embora não houvesse evidências de potássio, a presença de sódio foi surpreendentemente clara. A equipe foi capaz de visualizar todas as linhas de absorção de sódio nos seus dados, ou a sua impressão digital completa. 

As nuvens ou neblina na atmosfera obscureceriam a assinatura completa do sódio que geralmente só é possível perceber pequenos indícios da sua presença. Os planetas sem nuvens são extremamente raros; estima-se que menos de 7% dos exoplanetas têm atmosferas limpas, de acordo com pesquisas recentes. 

Por exemplo, o primeiro e único outro exoplaneta conhecido como uma atmosfera limpa foi descoberta em 2018. Chamado WASP-96b, está classificado como um Saturno quente. Os astrônomos pensam que o estudo de exoplanetas com atmosferas sem nuvens pode levar a uma melhor compreensão de como foram formados. 

A sua raridade sugere que algo mais está acontecendo ou que se formaram de maneira diferente da maioria dos planetas. As atmosferas claras também tornam mais fácil o estudo da composição química dos planetas. 

Com o lançamento do telescópio espacial James Webb ainda este ano, a equipe espera ter novas oportunidades para estudar e melhor compreender WASP-62b. As tecnologias aprimoradas do telescópio, como maior resolução e melhor precisão, deverão ajudar a analisar a atmosfera ainda mais detalhadamente a fim de procurar a presença de mais elementos, como o silício.

As descobertas foram publicadas no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Intrigante sistema de seis exoplanetas com movimentos rítmicos

Com o auxílio de vários telescópios, incluindo o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os astrônomos descobriram um sistema com seis exoplanetas, cinco dos quais estão presos numa dança rítmica rara em torno da sua estrela central.

© ESO/L. Calçada (ilustração mostra exoplaneta do sistema TOI-178)

Os pesquisadores acreditam que o sistema poderá nos dar pistas importantes sobre como é que os planetas, incluindo os do Sistema Solar, se formam e evoluem. A primeira vez que observou TOI-178, uma estrela a cerca de 200 anos-luz de distância da Terra na direção da constelação do Escultor, os astrônomos pensaram que tinha descoberto dois planetas em torno desta estrela percorrendo essencialmente a mesma órbita. 

No entanto, um olhar mais detalhado revelou algo inteiramente diferente. “Através de mais observações percebemos que não tínhamos dois planetas em órbita da estrela praticamente à mesma distância dela, mas antes planetas múltiplos numa configuração muito especial,” explica Adrien Leleu da Universidade de Genève e da Universidade de Berna, Suíça, que liderou um novo estudo deste sistema. 

Os exoplanetas deste sistema encontram-se em ressonância, o que significa que há padrões que se repetem à medida que os planetas se deslocam ao redor da estrela, com alguns planetas se alinhando entre si ao fim de algumas órbitas. 

Observa-se uma ressonância semelhante nas órbitas de três das luas de Júpiter: Io, Europa e Ganimedes. Io, o mais próximo de Júpiter dos três, completa quatro órbitas completas em torno de Júpiter para uma única órbita de Ganimedes, o mais afastado, e completa duas órbitas completas para cada órbita de Europa. 

Os cinco exoplanetas mais exteriores do sistema TOI-178 seguem uma cadeia de ressonância muito mais complexa, uma das mais longas descobertas até hoje num sistema de planetas. Enquanto as três luas de Júpiter têm uma ressonância 4:2:1, os cinco planetas mais exteriores do sistema TOI-178 seguem a cadeia 18:9:6:4:3, ou seja, enquanto o segundo planeta a contar da estrela (o primeiro na cadeia de ressonância) completa 18 órbitas, o terceiro planeta a contar da estrela (o segundo da cadeia) completa 9 órbitas e assim por diante. De fato, inicialmente os cientistas encontraram apenas cinco planetas no sistema, mas, ao seguirem o ritmo de ressonância, calcularam onde é que estaria um planeta adicional na sua órbita quando tivessem uma janela para observar o sistema.

Mais do que uma curiosidade orbital, esta dança de planetas ressonantes nos dá pistas sobre o passado do sistema. “As órbitas neste sistema estão muito bem ordenadas, o que nos diz que o sistema evoluiu bastante suavemente desde o seu nascimento,” explica Yann Alibert, da Universidade de Berna, Suíça. 

Se o sistema tivesse sido significativamente perturbado no início da sua existência como, por exemplo, por um impacto gigante, esta frágil configuração de órbitas não teria sobrevivido.

Apesar do arranjo das órbitas ser bem organizado e ordenado, as densidades dos planetas são muito mais desordenadas. Parece haver um planeta tão denso como a Terra mesmo ao lado de um outro planeta menos denso, com metade da densidade de Netuno, seguido por um planeta com a densidade de Netuno. 

No nosso Sistema Solar, por exemplo, os planetas estão arranjados de forma ordenada, com os planetas rochosos, mais densos, mais próximos da estrela central e os planetas gasosos, de baixa densidade, mais afastados. 

Este contraste entre a harmonia rítmica dos movimentos orbitais e as densidades desordenadas desafia claramente a nossa compreensão da formação e evolução dos sistemas planetários. 

Uma vez que os exoplanetas são extremamente difíceis de observar de forma direta através de telescópios, os astrônomos usam outras técnicas para os detectar. Os principais métodos utilizados são imagens de trânsitos - observando a luz emitida pela estrela central que diminui de intensidade quando um planeta passa na sua frente, quando observada a partir da Terra - e velocidades radiais - observando o espectro de luz da estrela em busca de pequenos sinais de oscilação que ocorrem quando os exoplanetas de deslocam nas suas órbitas. 

Ao combinar as duas técnicas, os astrônomos conseguiram reunir informações importantes sobre o sistema e os seus planetas, que orbitam a estrela central muito mais perto e com maior velocidade do que a Terra orbita o Sol. O mais rápido (o planeta mais interior) completa uma órbita em apenas alguns dias, enquanto o mais lento demora cerca de dez vezes mais.

Os seis planetas apresentam tamanhos que vão desde o tamanho da Terra até cerca de três vezes este valor, enquanto as suas massas estão entre 1,5 e 30 vezes a massa da Terra. Alguns dos planetas são rochosos, mas maiores que a Terra, os chamados Super-Terras. Outros são planetas gasosos, como os planetas exteriores do nosso Sistema Solar, mas são muito menores, os chamados Mini-Netunos. 

Apesar de nenhum destes seis exoplanetas se encontrar na zona de habitabilidade da estrela, os pesquisadores sugerem que, ao continuar a seguir a cadeia de ressonância, poderão encontrar planetas adicionais que poderão existir nesta zona ou muito perto dela. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, que deverá começar a operar esta década, será capaz de observar diretamente exoplanetas rochosos na zona de habitabilidade da estrela e até caracterizar as suas atmosferas, nos dando a oportunidade de conhecer sistemas como o TOI-178 com muito mais detalhe. 

Esta pesquisa foi apresentada no artigo científico intitulado “Six transiting planets and a chain of Laplace resonances in TOI-178” publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Um distribuidor interestelar

A vida das nebulosas planetárias é frequentemente caótica, desde a morte de sua estrela progenitora até a dispersão de seu conteúdo no espaço.

© Hubble (ESO 455-10)

Captada aqui pelo telescópio espacial Hubble, a ESO 455-10 é uma destas nebulosas planetárias, localizada na constelação de Scorpius (O Escorpião). 

As conchas de forma oblata da ESO 455-10, anteriormente mantidas juntas como camadas de sua estrela central, não apenas dão a esta nebulosa planetária sua aparência única, mas também oferecem informações sobre a nebulosa. 

Visto em um campo de estrelas, o arco assimétrico distinto de material sobre o lado norte da nebulosa é um sinal claro das interações entre o ESO 455-10 e o meio interestelar.

O meio interestelar é o material, consistindo de matéria e radiação, entre os sistemas estelares e as galáxias. A estrela no centro da ESO 455-10 permite que o Hubble veja a interação com o gás e a poeira da nebulosa, o meio interestelar circundante e a luz da própria estrela. 

Acredita-se que as nebulosas planetárias sejam cruciais no enriquecimento galáctico, pois distribuem seus elementos, particularmente os elementos de metal mais pesados ​​produzidos dentro de uma estrela, no meio interestelar que, com o tempo, formará a próxima geração de estrelas.

Fonte: ESA

Um exoplaneta diferenciado

De acordo com uma equipe de astrônomos, a massa do exoplaneta gigante WASP-107b é muito menor do que se pensava ser necessária para construir o imenso invólucro gasoso que rodeia planetas como Júpiter e Saturno.

© ESA/M. Kornmesser (ilustração do exoplaneta WASP-170b)

Esta descoberta intrigante por Caroline Piaulet da Universidade de Montréal, sob a supervisão de Björn Benneke, sugere que os planetas gigantes gasosos se formam muito mais facilmente do que se pensava anteriormente. 

"Este estudo expande os limites da nossa compreensão teórica de como os planetas gigantes se formam. WASP-107b é um dos planetas mais 'inchados' que existe, e precisamos de uma solução criativa para explicar como estes pequenos núcleos podem construir invólucros de gás tão massivos," diz Eve Lee, professora assistente do Departamento de Física e do Instituto Espacial da Universidade McGill.

O WASP-107b foi detectado pela primeira vez em 2017 em torno de WASP-107, uma estrela a cerca de 212 anos-luz da Terra na direção da constelação de Virgem. 

O planeta está muito perto da sua estrela, cerca de 16 vezes mais perto do que a Terra está do Sol. Com aproximadamente o tamanho de Júpiter, WASP-107b é um dos exoplanetas menos densos conhecidos: um tipo que apelidado de "algodão doce".

Os astrônomos usaram primeiro observações de WASP-107 obtidas pelo Observatório Keck no Havaí a fim de avaliar a massa do planeta com mais precisão. Utilizaram o método de velocidade radial, que permite com que os cientistas determinem a massa de um planeta observando o movimento oscilante da sua estrela hospedeira devido à atração gravitacional do planeta. Eles concluíram que WASP-107b tem aproximadamente um-décimo da massa de Júpiter, ou cerca de 30 vezes a massa da Terra. 

Ao analisar a estrutura interna mais provável do planeta, chegaram a uma conclusão surpreendente: com uma densidade tão baixa, o planeta deve ter um núcleo sólido com não mais do que quatro vezes a massa da Terra. Isto significa que mais de 85% da sua massa está incluída na espessa camada de gás que rodeia este núcleo. Em comparação, Netuno, que tem uma massa semelhante à de WASP-107b, tem apenas 5 a 15 por cento da sua massa total na camada de gás.

Os planetas formam-se no disco de poeira e gás que envolve uma jovem estrela chamado disco protoplanetário. Os modelos clássicos da formação de planetas gigantes gasosos são baseados em Júpiter e Saturno. Nestes, um núcleo sólido pelo menos 10 vezes mais massivos do que a Terra é necessário para acumular uma grande quantidade de gás antes que o disco se dissipe.

Sem um núcleo massivo, pensava-se que os planetas gigantes gasosos não eram capazes de cruzar o limiar crítico necessário para construir e reter os seus grandes invólucros de gás. Então, como é que explicamos a existência de WASP-107b, que tem um núcleo muito menos massivo?

A professora Lee, especialista mundialmente conhecida em planetas de "algodão doce" como WASP-107b, tem várias hipóteses. "Para WASP-107b, o cenário mais plausível é que o planeta se formou longe da estrela, onde o gás no disco é frio o suficiente para que a acumulação de gás possa ocorrer muito depressa," disse. "Posteriormente, o planeta foi capaz de migrar para a sua posição atual, seja por meio de interações com o disco ou com outros planetas no sistema," explica.

As observações do sistema WASP-107 pelo Keck cobriram um período de tempo muito mais longo do que os estudos anteriores, permitindo uma descoberta adicional: a existência de um segundo planeta, WASP-107c, com uma massa de cerca de 1/3 da de Júpiter, consideravelmente mais do que a de WASP-107c.

O WASP-107c também está muito mais distante da estrela central; completa uma órbita em três anos, em comparação com apenas 5,7 dias de WASP-107b. Também interessante: a excentricidade deste segundo planeta é alta, o que significa que a sua trajetória em torno da sua estrela é mais oval do que circular.

A grande excentricidade  de WASP-107c sugere um passado um tanto ou quanto caótico, com interações entre os planetas que podem ter levado a deslocamentos significativos, como aquele suspeito para WASP-107b.

Os pesquisadores planejam continuar estudando WASP-107b, esperançosamente com o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto ainda para este ano, que fornecerá uma ideia muito mais precisa da composição da atmosfera do planeta.

A descoberta foi descoberta publicada na revista The Astronomical Journal.

Fonte: Université de Montréal

Inclinação de Saturno provocada pelas suas luas

Dois cientistas do CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique) e da Universidade Sorbonne que trabalham no Instituto de Mecânica Celeste e de Cálculo de Efemérides (Observatório de Paris/CNRS) acabam de mostrar que a influência dos satélites de Saturno pode explicar a inclinação do eixo de rotação do gigante gasoso.

© CNRS (ilustração da migração de Titã e da inclinação de Saturno)

O seu trabalho também prevê que a inclinação vai aumentar ainda mais nos próximos bilhões de anos. Mais ou menos como Davi contra Golias, parece que a inclinação de Saturno pode na verdade ser provocada pelas suas luas. 

Esta é a conclusão de um trabalho recente realizado por cientistas do CNRS, da Universidade Sorbonne e da Universidade de Pisa, que mostra que a atual inclinação do eixo de rotação de Saturno é provocada pela migração dos seus satélites e, principalmente, da sua maior lua, Titã. 

Observações recentes mostraram que Titã e as outras luas estão se afastando gradualmente de Saturno muito mais depressa do que era estimado anteriormente. Ao incorporar este ritmo mais elevado de migração nos seus cálculos, os pesquisadores concluíram que este processo afeta a inclinação do eixo de rotação de Saturno: à medida que os seus satélites se afastam, o planeta inclina-se cada vez mais.

Pensa-se que o evento decisivo que inclinou Saturno ocorreu há relativamente pouco tempo. Durante mais de 3 bilhões de anos após a sua formação, o eixo de rotação de Saturno permaneceu apenas ligeiramente inclinado. Foi apenas há cerca de um bilhão de anos que o movimento gradual dos seus satélites desencadeou um fenômeno de ressonância que continua até hoje: o eixo de Saturno interagiu com o percurso do planeta Netuno e inclinou-se gradualmente até atingir a inclinação de 27º observada hoje.

Estas descobertas questionam cenários anteriores. Os astrônomos já estavam de acordo sobre a existência desta ressonância. No entanto, pensavam que tinha ocorrido muito cedo, há mais de 4 bilhões de anos, devido a uma mudança na órbita de Netuno. Pensava-se que desde aquela época o eixo de Saturno estava estável. De fato, o eixo de Saturno está ainda se inclinando, e o que vemos hoje é apenas um estágio de transição nesta mudança.

Ao longo dos próximos bilhões de anos, a inclinação do eixo de Saturno pode mais que duplicar. Os pesquisadores já haviam chegado a conclusões semelhantes sobre o planeta Júpiter, que deverá sofrer inclinações comparáveis devido à migração das suas quatro principais luas e à ressonância com a órbita de Urano: nos próximos cinco bilhões de anos, a inclinação do eixo de Júpiter poderá aumentar de 3º para mais de 30º.

O trabalho foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Centre for Scientific Research