Detectado um "carrossel" planetário

Uma nova análise de dados antigos do Kepler revelou que um sistema planetário que se pensava não ter planetas tem, na verdade, dois planetas que orbitam a sua estrela num estilo único, como um carrossel à moda antiga.

© NASA (animação que mostra a dinâmica orbital do sistema KOI-134)

O sistema KOI-134 contém dois exoplanetas que orbitam a sua estrela de uma forma peculiar em dois planos orbitais diferentes, com um planeta exibindo uma variação significativa nos tempos de trânsito. Este é o primeiro sistema do gênero a ser descoberto. 

Há mais de uma década, os cientistas usaram o telescópio espacial Kepler da NASA para observar o sistema KOI-134 e pensaram que poderia ter um planeta em órbita, mas consideraram este candidato a planeta como um falso positivo, porque os seus trânsitos (ou passagens em frente da sua estrela) não estavam alinhados como esperado. Estes trânsitos eram tão anormais que o planeta foi de fato eliminado através de um sistema automatizado como um falso positivo antes de poder ser analisado mais profundamente.

No entanto, o empenho da NASA em partilhar abertamente os dados científicos significa que os pesquisadores podem constantemente rever observações antigas para fazer novas descobertas. Neste novo estudo, foram reanalisados os dados de KOI-134 obtidos pelo Kepler e confirmaram que é um sistema com dois planetas e uma dinâmica orbital muito interessante! 

Primeiro, o planeta "falso positivo", chamado KOI-134 b, foi confirmado como sendo um planeta ameno de tamanho semelhante a Júpiter. Através desta análise, foi descoberto que a razão pela qual este planeta escapou à confirmação anterior se deve ao motivo de sofrer as chamadas variações de tempo de trânsito (VTTs), ou seja, pequenas diferenças de um planeta em torno da sua estrela que podem "adiantar" ou "atrasar" o seu trânsito porque este está sendo empurrado ou puxado pela gravidade de outro planeta, o que também foi revelado neste estudo.

Estima-se que KOI-134 b transita pela sua estrela até 20 horas mais "tarde" ou mais "cedo", o que é uma variação significativa. É tão significativa que é a razão pela qual o planeta não foi confirmado nas observações iniciais. Como estas VTTs são causadas pela interação gravitacional com outro planeta, esta descoberta também revelou um irmão planetário: KOI-134 c. Ao estudar este sistema em simulações que incluem estas VTTs, foi descoberto que KOI-134 c é um planeta ligeiramente menor do que Saturno e mais próximo da sua estrela do que KOI-134 b.

O KOI-134 c escapou anteriormente à observação porque orbita num plano orbital inclinado, um plano diferente de KOI-134 b, e esta órbita inclinada impede o planeta de transitar pela sua estrela. Os dois planos orbitais destes planetas diferem em cerca de 15 graus, também conhecido como uma inclinação mútua de 15 graus, o que é significativa. Devido à interação gravitacional entre estes dois planetas, os seus planos orbitais também se inclinam para a frente e para trás. 

Outra característica interessante deste sistema planetário é algo chamado ressonância. Estes dois planetas têm uma ressonância de 2 para 1, o que significa que no mesmo tempo que um planeta completa uma órbita, o outro completa duas órbitas. Neste caso, KOI-134 b tem um período orbital de cerca de 67 dias, o que é o dobro do período orbital de KOI-134 c, que orbita a cada 33 a 34 dias.

Entre os planos orbitais separados que se inclinam para trás e para a frente, as VTTs e a ressonância, os dois planetas orbitam a sua estrela num padrão que se assemelha a dois pôneis de madeira se movendo para cima e para baixo num carrossel tradicional.

Realmente, este é o primeiro sistema planetário compacto descoberto que não é plano, tem uma VTT muito significativa e contém planos orbitais que se inclinam para a frente e para trás. Além disso, a maioria dos sistemas planetários não tem inclinações mútuas elevadas entre pares de planetas próximos. Para além de ser uma raridade, inclinações mútuas como esta também não são medidas com frequência devido a desafios no processo de observação.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: NASA

Refinando a massa do Aglomerado da Bala

O telescópio espacial James Webb focou-se recentemente no Aglomerado da Bala, fornecendo imagens altamente detalhadas que mostram uma maior abundância de galáxias extremamente tênues e distantes.

© Webb (região central do Aglomerado da Bala)

Usando as nítidas observações no infravermelho próximo desta região, os pesquisadores mapearam de forma mais completa o conteúdo dos aglomerados de galáxias em colisão. A imagem mostra a região central do Aglomerado da Bala, que é constituído por dois enormes aglomerados de galáxias. O vasto número de galáxias e estrelas em primeiro plano na imagem foi captado pelo telescópio espacial James Webb no infravermelho próximo. Os raios X brilhantes e quentes foram captados pelo observatório de raios X Chandra da NASA aparecendo em cor-de-rosa. O azul representa a matéria escura, que foi mapeada com precisão com as imagens detalhadas do Webb. 

Normalmente, o gás, a poeira, as estrelas e a matéria escura estão combinados em galáxias, mesmo quando estão ligados gravitacionalmente dentro de grupos maiores conhecidos como aglomerados de galáxias. O Aglomerado da Bala é incomum na medida em que o gás no interior do aglomerado e a matéria escura estão separados, fornecendo mais evidências a favor da matéria escura. A massa do Aglomerado da Bala foi medida com o maior conjunto de dados de lentes gravitacionais até à data, desde os núcleos dos aglomerados de galáxias até à sua periferia. As lentes gravitacionais permitem inferir a distribuição da matéria escura.

No total, a equipe mediu milhares de galáxias nas imagens do Webb para "pesar" com precisão a massa visível e invisível destes aglomerados de galáxias. Também mapearam e mediram cuidadosamente a luz coletiva emitida por estrelas que já não estão ligadas a galáxias individuais. Se estas estrelas não estiverem ligadas a galáxias, mas sim à matéria escura do aglomerado, poderá ser mais fácil determinar mais pormenores sobre a matéria invisível.

O aglomerado galáctico à esquerda tem uma área assimétrica e alongada de massa ao longo da margem esquerda da região azul, o que é uma pista que aponta para fusões anteriores nesse aglomerado. A matéria escura não emite, reflete ou absorve luz, e as descobertas indicam que a matéria escura não mostra sinais de autointeração significativa. Se a matéria escura se autointeragisse nas observações do Webb, seria visto um desvio entre as galáxias e a respectiva matéria escura. À medida que os aglomerados de galáxias colidiam, o seu gás foi arrastado e deixado para trás, o que os raios X confirmam. As observações do Webb mostram que a matéria escura continua alinhada com as galáxias, e não foi arrastada.

Embora medições anteriores com outros telescópios também tenham identificado massa invisível para além da massa das galáxias, era ainda possível que a matéria escura pudesse interagir consigo própria até certo ponto. Estas novas observações colocam limites mais fortes no comportamento das partículas de matéria escura. Os novos aglomerados estranhos e a linha alongada de massa que foi identificado podem significar que o Aglomerado da Bala foi produzido por mais do que uma colisão de aglomerados de galáxias há bilhões de anos.

O aglomerado maior, que agora se situa à esquerda, pode ter sofrido uma pequena colisão antes de embater no aglomerado de galáxias agora à direita. O mesmo aglomerado maior pode também ter sofrido depois uma interação violenta, causando um abalo adicional do seu conteúdo.

Num futuro próximo, os pesquisadores terão também imagens expansivas no infravermelho próximo pelo telescópio espacial Nancy Grace Roman da NASA, que deverá ser lançado em maio de 2027. Com este telescópio serão obtidas estimativas completas da massa de todo o Aglomerado da Bala, o que permitirá recriar a colisão real em computadores. O Aglomerado da Bala encontra-se na direção da constelação de Quilha, a 3,8 bilhões de anos-luz da Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma galáxia espiral e um aglomerado estelar aberto

A galáxia espiral NGC 6946 e o aglomerado estelar aberto NGC 6939 compartilham este instantâneo cósmico, composto por mais de 68 horas de dados de imagem captados com um pequeno telescópio no planeta Terra.

© Alberto Pisabarro (NGC 6946 & NGC 6939)

O campo de visão abrange cerca de 1 grau ou 2 luas cheias no céu em direção à constelação do norte de Cefeu. Vistas através de tênues nuvens de poeira interestelar perto do plano da nossa galáxia, a Via Láctea, as estrelas do aglomerado aberto NGC 6939 estão a 5.600 anos-luz de distância, perto do canto inferior direito da imagem. Ele foi descoberto pelo astrônomo William Herschel em 1798.

A galáxia espiral NGC 6946 está no canto superior esquerdo, mas fica a cerca de 22 milhões de anos-luz de distância. Ela também foi descoberta no mesmo ano em 7 de Setembro por William Herschel. Nos últimos 100 anos, 10 supernovas foram descobertas em NGC 6946, a última vista em 2017. Em comparação, a taxa média de supernovas na Via Láctea é de cerca de 1 a cada 100 anos. Por isso, a NGC 6946 também é conhecida como Galáxia dos Fogos de Artifício.

Fonte: NASA

Nova imagem mostra os restos de uma estrela destruída

Pela primeira vez, os astrônomos obtiveram provas visuais de que uma estrela encontrou o seu fim ao detonar duas vezes.

© ESO (restos da supernova SNR 0509-67.5)

Ao estudarem os restos com centenas de anos de idade da supernova SNR 0509-67.5, com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO), os cientistas encontraram padrões que confirmam que a estrela que lhe deu origem sofreu um par de explosões. 

Esta descoberta elucida algumas das explosões mais importantes do Universo. A maior parte das supernovas têm origem na morte explosiva de estrelas massivas, contudo existe um tipo que supernova que tem origem em estrelas mais modestas. As anãs brancas, pequenos núcleos inativos que restam depois de estrelas como o nosso Sol queimarem o seu combustível nuclear, podem dar origem a uma supernova de Tipo Ia.

Grande parte do nosso conhecimento sobre a forma como o Universo se expande assenta em supernovas de Tipo Ia, as quais são também a principal fonte de ferro do nosso planeta, incluindo o ferro que temos no sangue. No entanto, e apesar da sua importância, o mistério de longa data do mecanismo exato que desencadeia a sua explosão continua por resolver. 

Todos os modelos que explicam as supernovas de Tipo Ia têm uma anã branca como uma das componentes num binário de estrelas. Se orbitar suficientemente perto da outra estrela do par, a anã branca pode roubar material à sua companheira. Segundo a teoria mais aceita sobre a origem das supernovas de Tipo Ia, a anã branca acumula matéria da sua companheira até atingir uma massa crítica, momento em que sofre uma única explosão. No entanto, estudos recentes sugerem que, pelo menos, algumas supernovas de Tipo Ia explicam-se melhor por uma dupla explosão desencadeada antes de a estrela atingir essa massa crítica. 

Os astrônomos obtiveram agora uma imagem nova que prova que esta hipótese estava correta: pelo menos algumas supernovas de Tipo Ia explodem por meio de um mecanismo de dupla detonação. Neste modelo alternativo, a anã branca acumula em torno de si um manto de hélio capturado de sua companheira, que pode tornar-se instável e incendiar-se. A primeira explosão gera uma onda de choque que se desloca em torno e para o interior da anã branca, gerando uma segunda detonação no núcleo da estrela e acabando por dar origem à supernova.

Até agora, não existiam provas visuais claras de uma dupla detonação numa anã branca. Recentemente, os astrônomos previram que este processo criaria um padrão distinto, ou uma impressão digital, nos restos ainda brilhantes da supernova, que seria visível muito depois da explosão inicial. A teoria sugere que os restos de uma supernova deste tipo conteriam duas conchas de cálcio separadas. Os astrônomos descobriram agora estas estruturas nos restos de uma supernova.

Estes resultados são uma indicação clara de que as anãs brancas podem explodir muito antes de atingirem o famoso limite de massa de Chandrasekhar, e que o mecanismo de dupla detonação ocorre de fato na natureza.

Com o auxílio do instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) montado no VLT, a equipe detectou camadas de cálcio (em azul na imagem) nos restos da supernova SNR 0509-67.5, uma evidência clara de que uma supernova de Tipo Ia pode ocorrer antes da sua anã branca progenitora atingir a massa crítica.

As supernovas de Tipo Ia são fundamentais para compreendermos o Universo, já que se comportam de forma muito consistente e o seu brilho, que podemos prever uma vez que não depende da distância a que se encontram, ajuda na medida de distâncias no espaço. Utilizando-as como uma régua cósmica, os astrônomos descobriram a expansão acelerada do Universo, uma descoberta que mereceu o Prêmio Nobel da Física de 2011. Estudar a forma como estes objetos explodem ajuda-nos a compreender melhor por que razão o seu brilho pode ser tão bem previsto.

Este trabalho de pesquisa foi descrito num artigo que será publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: ESO

Nova era na medição da primeira luz do Universo

A luz mais antiga do Universo tem viajado pelo espaço desde logo após o Big Bang.

© Kevin Zagorski (South Pole Telescope)

Conhecida como radiação cósmica de fundo em micro-ondas, é imperceptível ao olho humano. Mas se os cientistas a conseguirem captar, utilizando alguns dos detectores mais sensíveis alguma vez fabricados, pode dizer-nos como o nosso Universo se formou e evoluiu ao longo do tempo.

Os pesquisadores divulgaram medições sensíveis, sem precedentes, da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, resultantes de dois anos de observações com uma câmara melhorada do SPT (South Pole Telescope). O telescópio, localizado na Estação Amundsen-Scott, na Antártida, foi concebido especificamente para mapear a luz muito tênue da radiação de fundo em micro-ondas.

Os resultados são impressionantes, a precisão dos pormenores da radiação cósmica de fundo em micro-ondas excede a de todas as medições anteriores, mesmo as efetuadas a partir do espaço. Quando combinados com dados de outros telescópios terrestres, oferecem uma nova referência para restringir as possíveis respostas a questões importantes sobre o Universo.

As novas leituras fornecem um controle cruzado do nosso modelo fundamental do Universo. À medida que forem sendo divulgados mais dados, estes irão aperfeiçoar vários testes de grandes questões pendentes na cosmologia, tais como a natureza da energia escura e o ritmo a que o Universo está se expandindo.

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas, por vezes referida como o brilho remanescente do Big Bang, data de há mais de 13 bilhões de anos, do período imediatamente após a formação do nosso Universo. Isto torna-a uma fonte de informação incrivelmente rica. Esta radiação é extremamente tênue, e as suas variações são ainda mais sutis. Para ter a possibilidade de a captar, é necessário um céu muito limpo e condições de observação perfeitamente secas, condições essas que se encontram na Antártida.

O SPT, gerido por uma colaboração liderada pela Universidade de Chicago, tem mapeado esta radiação desde 2007. Ao longo dos anos, foram instaladas várias câmaras no telescópio, mas a mais recente, conhecida como SPT-3G, tem mais detectores do que as versões anteriores. Os dados do mais recente resultado foram obtidos em 2019 e 2020 e representam os dois primeiros anos de observações da SPT-3G na sua potência total. Cobrem cerca de 1/25 do céu, mapeando-o com mais pormenor do que qualquer outra medição deste tipo.

Uma das principais utilizações para estes dados é a de colocar restrições nas muitas possíveis respostas às nossas questões sobre o Universo, tais como a forma como se formou e as leis fundamentais que regem a sua evolução. Os dados fornecidos pela radiação cósmica de fundo em micro-ondas ajudam a orientar a procura de uma imagem coesa de tudo o que existe.

O melhor modelo atual para explicar a formação do cosmos é conhecido como Lambda-CDM. No entanto, estudos recentes têm revelado indícios tentadores de que o modelo Lambda-CDM pode não ser o quadro completo. Há também um debate em andamento sobre o ritmo de expansão do Universo, conhecido como "tensão de Hubble", que teria ramificações significativas para a nossa compreensão do Universo e na qual a radiação cósmica de fundo em micro-ondas desempenha um papel fundamental.

As descobertas confirmam a tensão de Hubble de forma independente com uma significância estatística muito elevada, ao mesmo tempo que se mantêm consistentes com outras limitações da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, incluindo as da missão do satélite Planck e do ACT (Atacama Cosmology Telescope), no Chile. Também acentuam uma anomalia que surgiu recentemente no nosso quadro cosmológico, a discordância entre as restrições à radiação cósmica de fundo em micro-ondas e as dos levantamentos em grande escala dos movimentos das galáxias (particularmente os resultados recentes do DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument).

Anteriormente, o padrão de ouro para as medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas eram os dados do satélite Planck, obtidos há mais de uma década. Agora, os novos dados do SPT, quando combinados com os dados do ACT, estabelecem um novo padrão, um momento pelo qual muitos no campo têm estado à espera. Estes novos resultados representam menos de um-quarto dos dados obtidos com a SPT-3G no SPT.

Os telescópios espaciais, como o Planck, têm a vantagem de ter uma visão mais nítida, uma vez que a atmosfera da Terra não está perturbando a visão. Mas é substancialmente mais fácil operar um telescópio a partir do solo. É muito mais fácil criar um instrumento complexo que funcione mesmo num local tão inóspito como a Antártida do que conceber algo que tenha de sobreviver a um lançamento de foguete e às condições do espaço.

Fonte: University of Chicago

Um planeta leve em torno de TWA 7

Astrônomos captaram fortes evidências da existência de um planeta com uma massa semelhante à de Saturno em órbita da jovem estrela vizinha TWA 7.

© Webb (exoplaneta ao redor da estrela TWA 7)

Nesta imagem a luz da estrela TWA 7 foi subtraída. A localização da estrela está marcada com um círculo e um símbolo de estrela no centro da imagem. Isto deixa visível a luz do disco de detritos ao redor da estrela, bem como outras fontes de infravermelhos. O ponto brilhante no canto superior direito da estrela é a fonte identificada como TWA 7b, dentro do disco de detritos. O ponto laranja mais distante, visível à esquerda da imagem, é uma estrela de fundo não relacionada.

Se confirmada, esta será a primeira descoberta de um planeta por imagem direta do telescópio espacial James Webb e o planeta mais leve alguma vez observado com esta técnica. A equipe detectou uma fraca fonte infravermelha no disco de detritos que rodeia TWA 7, usando o instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) do Webb e o seu coronógrafo. 

A fonte está localizada a cerca de 1,5 segundos de arco da estrela no céu, o que, à distância de TWA 7, é cerca de cinquenta vezes a distância da Terra ao Sol. Isto corresponde à posição esperada de um planeta que explicaria as principais características observadas no disco de detritos. 

Usando o coronógrafo do MIRI no dia 21 de junho de 2024, a equipe suprimiu cuidadosamente o brilho da estrela hospedeira para revelar objetos nas proximidades. Esta técnica, designada por imagem de alto contraste, permite aos astrônomos detectar diretamente planetas que, de outra forma, se perderiam na luz avassaladora da sua estrela hospedeira. Depois de subtrair a luz estelar residual usando um avançado processamento de imagem, foi revelada uma tênue fonte infravermelha perto de TWA 7, distinguível de galáxias de fundo ou de objetos do Sistema Solar.

A fonte está localizada numa divisão de um dos três anéis de poeira que foram descobertos em torno de TWA 7 por observações terrestres anteriores. O seu brilho, cor, distância da estrela e posição dentro do anel são consistentes com as previsões teóricas de um planeta jovem, frio e de massa saturniana a esculpir o disco de detritos circundante.

A análise inicial sugere que o objeto, referido como TWA 7b, poderá ser um planeta jovem e frio, com uma massa cerca de 0,3 vezes a de Júpiter (aproximadamente 100 massas terrestres) e uma temperatura próxima de 320 Kelvin (cerca de 47 graus Celsius). A sua localização alinha-se com uma lacuna no disco, sugerindo uma interação dinâmica entre o planeta e os seus arredores. 

Os discos de detritos cheios de poeira e material rochoso encontram-se tanto em torno de estrelas jovens como de estrelas mais velhas, embora sejam mais facilmente detectados em torno de estrelas mais jovens, por serem mais brilhantes. Muitas vezes apresentam anéis ou lacunas visíveis, que se pensa serem criados por planetas que se formaram à volta da estrela, mas ainda não foi detectado um planeta assim dentro de um disco de detritos. Uma vez verificada, esta descoberta marcaria a primeira vez que um planeta foi diretamente associado à formação de um disco de detritos e poderia fornecer o primeiro indício observacional de um disco troiano, uma coleção de poeira presa na órbita do planeta. 

A TWA 7, também conhecida como CE Antilae, é uma estrela jovem (mais ou menos 6,4 milhões de anos) do tipo M localizada a cerca de 111 anos-luz de distância na associação TW Hydrae. O seu disco, quase visto de face, tornou-a um alvo ideal para as observações de alta sensibilidade do Webb no infravermelho médio.

As descobertas realçam a capacidade do Webb para explorar planetas de baixa massa, anteriormente não vistos, em torno de estrelas próximas. As observações em curso e futuras terão como objetivo restringir melhor as propriedades do candidato, verificar o seu estatuto planetário e aprofundar a nossa compreensão da formação de planetas e da evolução do disco em sistemas jovens.

Os resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: Space Telescope Science Institute