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

Descoberta atmosfera num exoplaneta de lava

Na busca por vida extraterrestre, faz sentido procurar, em primeiro lugar, planetas rochosos com atmosfera, como a Terra.

© NASA (ilustração do exoplaneta HD 3167 b)

Sem atmosfera, um planeta não pode ter água à superfície. Mas, dos mais de 6.300 exoplanetas catalogados até agora, a grande maioria não é rochosa, e apenas um punhado dos mundos rochosos parece ter atmosfera.

Num estudo da Universidade de Chicago, esta possibilidade ocorre numa super-Terra a 154 anos-luz de distância, na direção da constelação de Peixes. Denominado HD 3167 b, este exoplaneta "de lava" extremamente quente dá uma volta completa em sua estrela hospedeira em apenas um dia terrestre.

O que é tão surpreendente é que, quanto mais próximo um planeta rochoso orbita a sua estrela, mais difícil deveria ser ter uma atmosfera, porque é bombardeado pelo vento estelar e recebe mais fótons altamente energéticos da estrela. Estes planetas são demasiado quentes para abrigar vida, mas, ao estudá-los, foi possível concluir sobre os processos que são importantes para outros mundos rochosos.

O telescópio espacial James Webb está sendo utilizado para determinar se os planetas que orbitam estrelas muito menores do que o Sol possuem atmosferas. Parece que a maioria desses planetas terrestres não as possui, são apenas rocha nua. Mas, surpreendentemente, foram encontrados indícios de que a maioria dos mundos de lava, semelhantes em composição à Terra e a Vênus, mas muito mais quentes, poderá ter atmosferas.

Cinco planetas terrestres com atmosferas, incluindo o descrito neste estudo, revelaram-se ultraquentes. Este planeta, no entanto, é o mundo de lava mais frio encontrado até agora com indícios de uma atmosfera. Isto é interessante porque os cientistas tentam compreender a transição de temperatura entre planetas com e sem atmosferas.

Como se pode determinar se um exoplaneta tem uma atmosfera? Atualmente, observar diretamente planetas semelhantes à Terra em busca de sinais de vida está fora do nosso alcance. Em vez disso, podemos utilizar o Webb para detectar luz no infravermelho médio, a fim de estimar a temperatura dos exoplanetas, o que nos pode indicar se estes poderão ter atmosferas.

Existem duas formas principais de estudar exoplanetas. Uma é chamada de trânsito, que ocorre quando o planeta passa à frente da estrela hospedeira. Outra, chamada de eclipse secundário, que é o método utilizado neste estudo, ocorre quando o planeta passa por trás da sua estrela, permitindo medir a quantidade de luz perdida. Essa diferença indica quanta luz no infravermelho médio provém do próprio planeta, o que, essencialmente, fornece qual é a temperatura do planeta.

Se um planeta não tiver atmosfera, o seu lado diurno, voltado para a estrela, deverá estar tão quente quanto teoricamente possível, com base na refletividade da sua superfície e na sua distância da estrela. Mas uma atmosfera ajudaria a redistribuir o calor do lado diurno para o lado noturno. Nota-se isto acontecer em Vênus, quase não há diferença na temperatura da superfície entre o lado diurno e o noturno, nem entre os polos e o equador.

Se um planeta tiver uma atmosfera, poderá também ter nuvens que refletem a luz estelar recebida e arrefecem o lado diurno. Assim, se o lado diurno de um planeta for mais frio do que o máximo possível, é provável que tenha uma atmosfera. O objeto deste estudo, HD 3167 b, é visivelmente mais frio do que o seu máximo previsto, o que constitui uma forte evidência de que possui uma atmosfera. 

Pensa-se que HD 3167 b possa ter uma composição rica em silicatos, com uma mistura de minerais semelhante à que constitui o manto da Terra. Antes deste estudo, esperava-se que qualquer atmosfera nestes planetas ultraquentes fosse composta por rocha vaporizada, mas os astrônomos estão começando a ver indícios de que alguns possam ter gases mais pesados, como dióxido de carbono, monóxido de carbono ou água nas suas atmosferas.

A composição da atmosfera de HD 3167 b ainda é uma incógnita. Existirá uma temperatura em que estes planetas formam camadas de nuvens de silicatos que possam refletir a radiação recebida para o espaço e arrefecer o seu lado diurno? Este planeta relativamente mais frio ajuda a melhor caracterizar e a definir com precisão essa transição. Apesar de serem inóspitos para a vida, também há interesse em estudar este tipo de planetas porque pensa-se que a Terra primitiva possa ter-se assemelhado bastante a um mundo de lava.

Acredita-se que, numa fase muito inicial da história do Sistema Solar, quando os planetas terrestres se formaram, estes estavam extremamente quentes devido à energia proveniente de todas as colisões de planetesimais. A Terra passou por aquilo a que se chama a fase do "oceano de magma", com uma superfície inteiramente líquida. Este resultado fornece uma perspectiva para estudar como terão sido as condições nos primeiros milhões de anos da Terra.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: University of Chicago

As primeiras galáxias já espalhavam elementos pesados pelo Universo

Quando o Universo ainda estava na sua infância, apenas cerca de 3% da sua idade atual, algumas das primeiras estrelas e galáxias já se tinham formado.

© Y. Zhu (ilustração de uma galáxia primitiva)

Há muito que os astrônomos previam que grande parte do gás que rodeava estas jovens galáxias devia ter permanecido bastante puro, composto principalmente por hidrogênio e hélio, os ingredientes primordiais disponíveis no cosmos recém-nascido.

De acordo com um estudo de astrônomos da Universidade do Arizona, este quadro provavelmente não está correto. Em vez disso, as galáxias já estavam espalhando elementos pesados, como o oxigênio e o carbono, pelo cosmos muito mais cedo do que era esperado.

No início do Universo, o cosmos quase não continha nada além de hidrogênio e hélio, os dois elementos mais simples que ocupam o topo da tabela periódica. Com o tempo, a gravidade atraiu nuvens destes elementos simples, formando estrelas, onde as imensas pressões e temperaturas no seu interior permitiram que a fusão nuclear e outras reações criassem elementos mais complexos e pesados, como o carbono e o oxigênio.

Quando as estrelas se esgotavam ou terminavam a sua vida como supernovas, lançavam esses elementos pesados para o espaço, onde se tornavam os blocos de construção para futuras gerações de estrelas, planetas e, em última análise, vida. Até mesmo o carbono nos nossos corpos e o oxigênio que respiramos foram forjados em gerações anteriores de estrelas. No entanto, até agora, não era claro como e quando os elementos mais pesados eram transportados das primeiras galáxias para o Universo circundante.

A pesquisa centrou-se em três galáxias primitivas cuja luz viajou durante mais de 13 bilhões de anos, mostrando-as tal como eram cerca de 500 milhões de anos após o Big Bang, durante um período cósmico conhecido como Época da Reionização. Naquele momento, as primeiras gerações de estrelas e galáxias estavam transformando o Universo primitivo ao ionizar o gás hidrogênio entre elas. Este processo, durante o qual os elétrons foram separados dos seus núcleos de hidrogênio, pôs gradualmente fim à "idade das trevas" cósmica, permitindo que a luz ultravioleta viajasse mais livremente pelo Universo. À medida que a luz das galáxias viajava em direção à Terra, atravessava o gás circundante, e sendo possível analisar os padrões de absorção da luz para detectar elementos específicos.

As observações destas galáxias antigas só foram possíveis graças às capacidades infravermelhas do telescópio espacial James Webb, que permitiu aos pesquisadores observar as galáxias tal como se apresentavam há cerca de 13 bilhões de anos. As quase 30 horas de exposição proporcionaram luz suficiente para detectar tênues padrões de absorção nos espectros destas galáxias distantes. Ao longo de uma noite, analisando os espectros do Webb disponíveis ao público, provenientes de centenas de galáxias, foi identificado três com padrões de absorção que indicavam a presença de elementos pesados, incluindo carbono, oxigênio e silício. As linhas de absorção apresentavam um "desvio para o azul" em relação ao desvio para o vermelho das galáxias, indicando que o gás se deslocava para fora das galáxias, transportando oxigênio, carbono e outros elementos pesados para o espaço intergaláctico.

As "impressões digitais" químicas destas galáxias jovens assemelhavam-se muito às das galáxias evoluídas bilhões de anos mais tarde, fornecendo evidências de que, mesmo no amanhecer cósmico, as galáxias já estavam produzindo e espalhando elementos pesados pelo espaço em sua volta.

O processo através do qual as galáxias trocam matéria é conhecido como ciclo dos bárions. É uma das razões pelas quais as galáxias não são sistemas isolados, mas sim partes interligadas de um ecossistema galáctico mais vasto. A matéria produzida por uma geração de estrelas pode ser reciclada e redistribuída através deste ecossistema galáctico. A descoberta do ciclo de bárions primitivo pode também ajudar a explicar por que razão os astrônomos têm tido dificuldade em encontrar a primeira geração de estrelas, conhecidas como estrelas da População III.

Pensa-se que estas estrelas tenham sido as primeiras a formar-se a partir de gás primitivo contendo apenas hidrogêénio e hélio, antes de os elementos mais pesados terem sido produzidos e dispersos pelo Universo. Se as galáxias já estavam enriquecendo os seus arredores apenas 500 milhões de anos após o Big Bang, o gás verdadeiramente pristino, e as estrelas da População III que se formaram a partir dele, podem simplesmente não ter existido durante tempo suficiente para serem observadas.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Arizona

Medindo o centro de massa da Terra

As mudanças sazonais redistribuem água suficiente em volta da Terra para deslocar o centro de massa do planeta para a frente e para trás em frações de uma polegada em relação ao seu centro geométrico.

© NASA (medindo o centro de massa da Terra)

Os cientistas da NASA estão investigando o caso, acompanhando essas oscilações, uma vez que o centro de massa da Terra é um ponto de referência crucial para a navegação por satélite e para as medições de altitude.

Uma equipe, liderada pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA, propôs uma forma de calcular as oscilações sazonais com extrema precisão. Os pesquisadores traçam um quadro vívido do degelo da primavera, dos oceanos agitados e do ar denso do inverno, que deslocam enormes cargas superficiais de estação para estação.

O estudo não é a primeira tentativa de determinar com precisão o centro de massa da Terra. Ao longo de décadas, os cientistas têm vindo a desenvolver várias técnicas espaciais para o definir e localizar. Mas trata-se de um alvo em movimento. Se a Terra fosse uma rígida bolinha de gude azul, o seu centro de massa coincidiria simplesmente com o seu centro geométrico.

Na realidade, o planeta oscila e cede sob o peso da água, do gelo e do ar. Por causa disso, o centro de massa da Terra gira continuamente em torno do seu centro geométrico, deslocando-se até vários milímetros. Qual é o grau de precisão dos métodos existentes para medir a amplitude desta oscilação?

As duas últimas estimativas internacionais, realizadas em 2017 e 2023, diferem em 7 milímetros. A diferença é quase tão grande quanto o próprio movimento. Para reduzir a incerteza, foi desenvolvida uma nova técnica baseada no rastreio ultrapreciso por satélite. Impulsionados pela gravidade, os satélites orbitam naturalmente o centro de massa da Terra, como se estivessem presos por cordas invisíveis. Pequenas alterações na distância entre os satélites e as estações terrestres refletem o deslocamento do centro de massa da Terra.

A utilização de satélites para localizar o centro de massa da Terra não é uma ideia nova. Na verdade, satélites metálicos densos, lançados em 1976 e 1992, destinam-se exclusivamente a este fim. Assemelhando-se a bolas de espelhos com 408 kg, ambos os LAGEOS 1 e 2 (Laser Geodynamics Satellite) estão repletos de prismas refletores e são rastreados com precisão a laser por estações terrestres distribuídas globalmente por mais de 20 países. No entanto, uma limitação da técnica SLR (Satellite Laser Ranging) é a distribuição desigual das estações terrestres.

A nova técnica melhora a precisão de duas formas: integra o rastreio por GPS, juntamente com dados orbitais de vários satélites em órbita terrestre baixa, para proporcionar um conjunto diversificado de alvos. Além disso, considera a forma como o peso da água e do gelo deforma a crosta terrestre, levando as estações terrestres a acompanhar esse movimento. 

As nossas descobertas sugerem que a massa da água e do ar da Terra que se desloca entre os hemisférios é menor do que se pensava anteriormente. Embora estes movimentos possam parecer insignificantes, o nosso mundo moderno depende de medições de posicionamento extremamente precisas. Ao desvendar e compreender os mecanismos que alteram os sistemas de referência, é possível construir melhores sistemas de referência que, em última análise, beneficiam o mapeamento e a navegação, desde a logística global de transporte marítimo até à agricultura de precisão.

Os pesquisadores acompanharam a oscilação sazonal do centro de massa da Terra e atribuíram a causa a três categorias: oceanos, atmosfera e água continental (composta por gelo terrestre, neve, água de lagos e rios, umidade do solo e águas subterrâneas). Descobriram que a acumulação de neve na América do Norte e na Eurásia atinge o seu máximo em março e desloca o centro de massa da Terra cerca de 3 milímetros em direção ao polo norte. Um mês depois, em abril, a água da chuva na bacia do rio Amazonas atinge um pico de 2.400 gigatoneladas, deslocando o centro de massa da Terra 2,2 milímetros na direção da América do Sul. A água das monções no sudeste asiático atinge um máximo de 600 gigatoneladas seis meses depois, em novembro, contribuindo ligeiramente para a oscilação anual. Entre agosto e outubro, os oceanos enchem-se com água do degelo e da chuva, e o centro de massa da Terra desloca-se em direção ao Oceano Pacífico Sul. O Oceano Pacífico é tão vasto que as variações de massa nessa região ofuscam as perdas ou ganhos nos outros oceanos, embora as dinâmicas sazonais nos mares Mediterrâneo, Vermelho, do Norte, Báltico e de Barents contribuam, cada um à sua maneira, para deslocar o centro de massa da Terra.

Os pesquisadores utilizaram um modelo desenvolvido pelo ECMWF (European Centre for Medium-Range Weather Forecasts) para estimar como as alterações atmosféricas afetam o centro de massa da Terra ao longo das estações do ano. Descobriram que o ar frio e denso do inverno contribui para inclinar a balança sobre a Arábia, a Ásia e o norte de África por volta de 21 de dezembro de cada ano, e sobre a América do Sul e a África do Sul por volta de 21 de junho.

Os cálculos de massa apresentados no estudo estão em concordância com as observações realizadas pela missão GRACE-FO (Gravity Recovery and Climate Experiment Follow-On). Lançada em 2018, a missão é composta por dois satélites gêmeos que mapeiam as flutuações mensais na atração gravitacional da Terra, devidas principalmente ao movimento da massa de água acima e abaixo do solo. Os dois satélites voam em formação precisa e, quando o satélite da frente passa por cima de um corpo denso, como uma bacia hidrográfica cheia, a atração gravitacional adicional altera a distância entre ele e o seu gêmeo numa quantidade pequena, mas mensurável.

A missão GRACE-C (GRACE-Continuity), de próxima geração, tem lançamento previsto para o final de 2028, com intenção de prolongar o registro de dados da série GRACE, que conta já com quase 25 anos.

Um artigo foi publicado no periódico Geophysical Journal International.

Fonte: NASA

Um exoplaneta que orbita na direção oposta à da sua estrela

Uma equipe internacional liderada pelo Departamento de Astronomia da Universidade de Genebra determinou a configuração orbital do exoplaneta GJ 3090 b.

© ESO (ilustração de planeta com órbita retrógrada)

O exoplaneta apresenta um forte desalinhamento e orbita na direção oposta à rotação da sua estrela. Este enigma é ainda mais desafiante para os astrônomos, uma vez que não existe nenhum companheiro massivo neste sistema planetário capaz de influenciar a órbita do planeta e, assim, explicar esta configuração.

Uma estrela e os seus planetas formam-se quando uma nuvem de gás e poeira colapsa sobre si própria em algum lugar no espaço. A nuvem forma então um disco em torno da estrela nascente, no interior do qual se formarão os planetas. Esta protoestrela e o seu disco giram então na mesma direção. Neste cenário ideal, os planetas formados no disco irão, por sua vez, girar na mesma direção que a rotação da sua estrela e no mesmo plano que o equador estelar, perpendicular ao eixo de rotação. 

No Sistema Solar, os oito planetas orbitam na mesma direção que o Sol, mas existe um pequeno ângulo entre os seus planos orbitais e o plano equatorial do Sol. Este ângulo, frequentemente designado por Psi, varia entre aproximadamente 3 e 7 graus, dependendo do planeta. No caso da Terra, por exemplo, é pouco mais de 7 graus. Este pequeno desvio em relação ao cenário ideal pode refletir perturbações que ocorreram durante a formação do nosso Sistema Solar, tais como um encontro com outra estrela ou um colapso assimétrico da nuvem inicial.

A medição do ângulo Psi fornece pistas sobre a formação e a evolução dos sistemas planetários. Por isso, é natural que seja medido em outros sistemas planetários. A GJ 3090 é uma anã vermelha, uma estrela mais fria e menor do que o nosso Sol. O planeta GJ 3090 b, que orbita em torno dela, foi detectado pela primeira vez pelo telescópio espacial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que analisa o céu à procura de trânsitos (pequenas variações periódicas no brilho de uma estrela causadas pela passagem de um planeta à sua frente).

O planeta tem um raio 2,2 vezes superior ao da Terra e uma massa 4,5 vezes superior à da Terra, o que o torna um sub-Netuno, a classe mais abundante de exoplanetas na nossa Galáxia. 

Um instrumento fabricado na Suíça, o NIRPS (Near Infra Red Planet Searcher), um espectrógrafo infravermelho instalado no Observatório de La Silla, foi utilizado para detectar outros dois planetas no sistema, para confirmar a presença de GJ 3090 b, medir a sua massa e, acima de tudo, determinar a sua configuração orbital. 

O ângulo Psi para GJ 3090 b é de aproximadamente 136 graus. Conhecem-se apenas cinco outros sistemas multiplanetários que abrigam um planeta desalinhado com um ângulo superior a 70 graus. Porém, ao contrário desses outros sistemas, não há indícios de um objeto massivo o suficiente (outra estrela ou planeta), orbitando GJ 3090, que possa ser responsável por esta configuração. No caso de GJ 3090, a estrela poderá ter acretado um disco secundário desalinhado e retrógrado, no qual se formaram posteriormente os planetas do sistema.

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Université de Genève

O fim próximo de um exoplaneta

Pesquisadores da Universidade de Tóquio, identificaram um tipo raro de planeta que é incomumente quente e excêntrico.

© ESA (ilustração de planetas do tipo Júpiter quente)

O exoplaneta TOI-1355 b orbita a sua estrela, TOI-1355, que também é muito mais quente do que o nosso Sol, de uma forma estranha e a uma velocidade incrível, completando uma órbita em cerca de dois dias terrestres.

Esta órbita incomum poderá proporcionar uma oportunidade rara para estudar esta classe de planetas e a forma como se movem e evoluem. No entanto, a evolução da órbita do planeta significa que não será possível observá-lo após cerca de 2033.

O pesquisador do projeto Noriharu Watanabe e o professor Norio Narita, da Escola de Artes e Ciências da Universidade de Tóquio, juntamente com a sua equipe internacional, exploram exoplanetas e estão especialmente interessados naqueles que são muito diferentes de tudo o que encontramos no nosso próprio Sistema Solar. Descobriram recentemente TOI-1355 b, um dos chamados "Júpiteres quentes", que, como o nome da classe sugere, é um planeta semelhante a Júpiter que orbita muito perto da sua estrela hospedeira.

Neste caso, a estrela atinge a temperatura de 8.400º C, mais quente em comparação com os 5.500º C à superfície do nosso Sol. Além disso, TOI-1355 b orbita de uma peculiar forma elíptica que despertou o interesse da equipe. 

Quando os pesquisadores observaram a variação de brilho de TOI-1355 com base em dados anteriores, descobriu-se que o eclipse secundário, um fenômeno em que um planeta passa por trás de uma estrela, ocorria mais rapidamente do que o previsto para uma órbita circular. Isto era incomum para os Júpiteres quentes em torno de estrelas quentes.

O TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA detectou recentemente um escurecimento periódico da estrela TOI-1355, e a equipe de Narita determinou que tal se devia a um trânsito planetário. Mediram a massa planetária e a excentricidade orbital, ou seja, o grau de desvio em relação a uma órbita circular, a partir da variação no brilho estelar e planetário observada pelo TESS.

A descoberta de um Júpiter quente com uma órbita altamente excêntrica é importante, pois corrobora uma teoria segundo a qual os Júpiteres quentes em torno de estrelas quentes podem ter histórias muito dramáticas que envolvem migração dinâmica, talvez devido à interação gravitacional entre os planetas e à consequente alteração das órbitas uns dos outros. Prevê-se que este tipo de interação cause uma elevada excentricidade que, mais tarde, se tornará mais circular com o passar do tempo.

Considera-se que a órbita do planeta se tornou altamente elíptica, inicialmente devido à interação gravitacional com outros corpos celestes, tais como outros planetas gigantes, e que posteriormente se reduziu gradualmente devido ao efeito de maré da sua estrela hospedeira. O maior desafio até agora tem sido medir a massa do planeta a partir da variação de brilho nos dados do TESS. Foi necessário derivar equações de modelo mais complexas devido à sua órbita elíptica.

Um artigo foi publicado no periódico Publications of the Astronomical Society of Japan.

Os cientistas estão preparando outro artigo científico acerca da pesquisa da inclinação da órbita do planeta em relação à rotação estelar. Estão também planejando uma proposta para uma observação utilizando o telescópio espacial James Webb da NASA.

Fonte: University of Tokyo

O exoplaneta mais jovem conhecido

Os astrônomos confirmaram que um mundo com menos de um milhão de anos é o planeta mais jovem conhecido.

© Adam Makarenko (ilustração do exoplaneta Elias 2-24 b)

Denominado Elias 2-24 b, este exoplaneta recém-nascido ainda gira no seu disco natal de poeira e gás.

Os modelos de formação planetária já tinham dificuldade em explicar os anteriores detentores do recorde de planeta mais jovem conhecido, um empate em quatro entre dois planetas que orbitam a estrela PDS 70 e dois planetas que orbitam a estrela WISPIT 2, todos com mais de 5 milhões de anos. O exoplaneta Elias 2-24 b mostra-nos que mesmo os nossos melhores modelos de formação planetária ainda não têm em consideração alguns processos importantes.

Os pesquisadores realizaram observações de arquivo de sete estrelas que foram observadas utilizando o coronógrafo do Observatório W. M. Keck, no Havaí. Cada uma destas estrelas abriga um disco de detritos repleto de poeira, gás e pedaços de gelo e rocha, com estruturas e lacunas no disco que sugerem que, à sua volta, planetas podem estar se formando. Com o coronógrafo bloqueando a luz das estrelas hospedeiras, os astrônomos procuraram planetas mais tênues, em órbita dessas estrelas, que pudessem estar embebidos nos discos de poeira.

O exoplaneta que orbita a estrela Elias 2-24 tem aproximadamente a mesma massa que Júpiter e a estrela encontra-se a cerca de 450 anos-luz da Terra. O estudo deste sistema funciona como uma espécie de máquina do tempo que permite aos cientistas explorar como o nosso próprio sistema planetário poderá ter sido há bilhões de anos. As estrelas nascem em nuvens rodopiantes de gás e poeira, envoltas num véu opaco. Os planetas em órbita formam-se a partir de material remanescente que se aglomera e, gradualmente, esculpe uma trajetória em volta da estrela. Mas é difícil estudar a fase inicial de um exoplaneta devido a toda a poeira que o envolve.

A maioria dos exoplanetas que que foram descobertos até agora foi identificada através de trânsitos, que ocorrem quando um planeta passa à frente da sua estrela e diminui temporariamente a quantidade de luz que recebemos. Esses trânsitos são difíceis de detectar quando os planetas ainda se encontram profundamente envoltos em poeira ou orbitando longe da estrela.

Os modelos atuais de formação planetária baseiam-se numa combinação de teorias e simulações complexas, juntamente com observações de estrelas jovens com discos onde a presença de planetas ainda não pode ser detectada. Encontrar e estudar mais planetas recém-formados como Elias 2-24 b ajudará os astrônomos a aperfeiçoar esses modelos. 

A confirmação, com base nos dados do observatório W. M.Keck, resolve um mistério que intrigava os astrônomos há uma década. Observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, revelaram uma lacuna no disco de poeira da jovem estrela. O VLT (Very Large Telescope), no Chile, detectou então um tênue ponto de luz situado nessa lacuna. Os astrônomos debateram se poderia tratar-se de um planeta; de acordo com as teorias de formação planetária, tais lacunas surgem demasiado cedo e demasiado longe das suas estrelas para que os planetas se tenham formado. 

Os modelos atuais preveem que são necessários cerca de 5 milhões de anos para formar um planeta do tamanho de Júpiter à distância de Júpiter em relação ao Sol (que é pouco mais de cinco vezes maior do que a distância da Terra ao Sol), e ainda mais tempo a distâncias maiores. No entanto, o ponto brilhante que avistaram estava 55 vezes mais longe da sua estrela do que a Terra está do Sol e já se comportava como um planeta em formação. O exoplaneta Elias 2-24 b encontra-se cerca de 10 vezes mais longe da sua estrela hospedeira.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: W. M. Keck Observatory

Medição fundamental do Universo primitivo com grande precisão

Uma equipe internacional, que inclui pesquisadores da Universidade do Minnesota, alcançou um marco importante na "cosmologia de precisão" ao medir a quantidade de hélio criada nos primeiros cinco minutos do Universo com um rigor sem precedentes.

© NASA (galáxias pristinas)

A equipe utilizou o LBT (Large Binocular Telescope) para reduzir a incerteza deste valor cósmico fundamental até apenas 0,5%, um resultado três vezes melhor do que os padrões anteriores.

As conclusões do estudo fornecem novas pistas sobre o início do Universo e ajudam a melhor compreender os fundamentos da física. Esta experiência segue a tradição de testar o Modelo Padrão da física, o que, historicamente, tem levado a avanços tecnológicos.

A medição realizada traz um número fundamental que fornece especificamente quais eram as condições do nosso Universo nos seus primeiros cinco minutos. Tem um poder de diagnóstico que se relaciona diretamente com o Modelo Padrão da Física. A teoria do Big Bang explica como o Universo se expandiu a partir de um estado de densidade e temperatura extremamente elevadas, há aproximadamente 13,8 bilhões de anos.

A teoria assenta em três pilares: a expansão do Universo, o fundo cósmico de micro-ondas e a abundância de elementos leves, como o hélio e o deutério. O último pilar, o hélio, ainda não foi estudado e medido de forma tão exaustiva como os dois pilares anteriores. Para atingir este nível de precisão, a equipe afastou-se dos métodos tradicionais de extrapolação, que consistem em estimar um valor desconhecido através do prolongamento de uma linha de tendência de dados conhecidos, o que requer a medição de muitas galáxias e a estimativa do nível inicial de hélio. Em vez disso, concentraram-se em 15 das galáxias menores, remotas e "pristinas" alguma vez descobertas.

Estas galáxias são quimicamente pouco evoluídas, pelo que funcionam como "cápsulas do tempo", preservadas quase exatamente como eram pouco depois do Big Bang. Utilizando espectrógrafos avançados construídos na Universidade do Estado do Ohio, os pesquisadores analisaram simultaneamente mais de 10 linhas de hélio e 15 linhas de hidrogênio. Isto permitiu-lhes considerar pequenos efeitos sistemáticos que anteriormente eram insignificantes, mas que se tornam críticos quando se procura uma precisão inferior a um por cento.

A medição precisa não só confirma a história, como também proporciona uma visão precisa do Modelo Padrão da Física. Ao determinar a quantidade exata de hélio, a equipe conseguiu calcular o número de famílias de neutrinos, as partículas subatômicas mais leves, presentes no Universo primitivo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: Large Binocular Telescope Observatory

Observando a formação de um sistema binário massivo em tempo real

Recorrendo ao ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), astrônomos captaram uma das imagens tridimensionais mais detalhadas até à data de um massivo sistema estelar binário ainda em fase de formação.

© NAOJ / ALMA (sistema binário em formação)

A inserção circular mostra uma imagem do ALMA do sistema binário central de IRAS 07299−1651, com as trajetórias orbitais reconstruídas sobrepostas. A emissão da linha de recombinação do hidrogênio, com desvio para o vermelho e para o azul, acompanha a rotação dos discos circunestelares ionizados em torno das duas estrelas em formação, enquanto as setas indicam as direções dos jatos bipolares.

Ao acompanhar os movimentos de duas estrelas jovens e massivas ao longo de quase oito anos, foi descoberto que o par segue uma órbita altamente alongada e está rodeado por discos de gás fortemente inclinados, tanto entre si como em relação à órbita das estrelas. As descobertas sugerem que as duas estrelas não se formaram em conjunto a partir de um único disco giratório de material, como se costuma supor, mas sim que se formaram independentemente e mais tarde se juntaram num encontro gravitacional próximo, revelando uma nova forma como os sistemas estelares binários, massivos e íntimos, se podem formar.

A maioria das estrelas massivas nasce com companheiras estelares, e pensa-se que pelo menos 90% existam em sistemas binários ou múltiplos. Estes binários massivos acabam por moldar drasticamente a sua vizinhança, através de explosões de supernova e da produção de elementos pesados. Mas, como a maioria dos binários massivos conhecidos só é estudado muito tempo depois de terem terminado a sua formação, os astrónomos têm tido poucas oportunidades de captar o momento real da sua formação.

Uma equipe internacional liderada por Yichen Zhang, da Universidade Jiao Tong de Xangai, propôs-se mudar essa situação ao estudar IRAS 07299-1651, um sistema que contém duas protoestrelas massivas, ou seja, estrelas que ainda estão crescendo ao absorverem gás e poeira do ambiente circundante. A equipa já tinha estudado este sistema anteriormente, em 2019, quando as observações do ALMA forneceram, pela primeira vez, restrições dinâmicas diretas acerca do par. Na ocasião, os resultados pareciam, em linhas gerais, consistentes com o modelo padrão: duas estrelas se formando em conjunto a partir da fragmentação de um grande disco. Mas havia um pormenor que não encaixava bem: os discos em torno das duas estrelas já pareciam estranhamente desalinhados.

Para aprofundar a observação, os pesquisadores passaram quase oito anos medindo deslocamentos extremamente sutis nas posições das duas estrelas no céu, uma técnica que requer uma precisão excepcional e que está bem dentro das capacidades do ALMA. A observação combinou o monitoramento do ALMA com dados do VLA (Very Large Array), bem como com imagens no infravermelho do telescópio espacial James Webb (JWST) e do VLT (Very Large Telescope) do ESO, que permitiram identificar jatos de matéria saindo das estrelas jovens. Em conjunto, estas observações permitiram reconstruir, pela primeira vez, a arquitetura tridimensional completa do sistema, a forma como as estrelas se orbitam uma à outra, a inclinação dos seus discos e a direção dos seus jatos no espaço.

Notou-se que em vez de uma órbita bem definida e aproximadamente circular, as estrelas seguem uma trajetória altamente excêntrica, com as soluções orbitais mais prováveis se aproximando de uma trajetória parabólica. E, em vez de estarem alinhadas, como seria de esperar se as estrelas se tivessem formado a partir do mesmo disco, os discos que as rodeiam estão inclinados num ângulo acentuado uns em relação aos outros e em relação à própria órbita.

Esta arquitetura descoordenada e de aspecto caótico é difícil de explicar se as duas estrelas tivessem crescido juntas no mesmo disco; nesse cenário, seria de esperar que herdassem rotações semelhantes e bem alinhadas. Em vez disso, as evidências apontam para uma origem diferente: as duas estrelas provavelmente começaram a formar-se separadamente, nas suas próprias bolsas individuais de gás, antes de um encontro próximo e fortuito as ter levado à sua configuração atual, enquanto ainda estavam envoltas na sua nuvem natal.

Em soluções orbitais representativas, as estrelas passaram mais próximas uma da outra apenas cerca de 60 anos antes das observações, praticamente um instante em escalas de tempo cósmicas. Os discos compactos observados hoje parecem ter sobrevivido ao encontro, mantendo estruturas giratórias bem definidas. 

Ainda não é certo se as duas estrelas permanecerão ligadas gravitacionalmente uma à outra para sempre, o seu movimento atual situa-se próximo da linha divisória entre uma órbita ligada e uma que poderia, eventualmente, separá-las, e as interações com o gás circundante podem ainda influenciar o seu destino num sentido ou noutro. Observações futuras ajudarão a esclarecer essa questão. 

De forma mais ampla, o estudo abre uma nova via para explorar como as estrelas binárias massivas se formam. Ao aplicar a mesma abordagem de monitoramento a longo prazo em outros sistemas binários massivos e jovens, os astrônomos esperam descobrir com que frequência encontros próximos como este, em vez do nascimento conjunto num único disco, dão origem aos sistemas binários massivos observados em toda a nossa Galáxia.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Revelando os misteriosos objetos de raios X

Os cientistas descobriram, com o auxílio do observatório de raios X Chandra da NASA, uma nova classe de objetos cujo comportamento difere de tudo o que já tinham observado anteriormente.

© NASA (galáxia M101)

A imagem mostra a galáxia M101 com círculos ilustrados destacando sete dos objetos recém-descobertos.

Os astrônomos sugerem que estes objetos recém-detectados em outras galáxias poderão ajudar a resolver não uma, mas duas questões de longa data na astrofísica. Estes objetos misteriosos emitem raios X com energia incomumente baixa, mas níveis intensos de radiação ultravioleta.

Os pesquisadores encontraram um total de 84 destas fontes de raios X de baixa energia, nas seis galáxias diferentes que pesquisaram, utilizando dados disponíveis ao público no arquivo do Chandra. Duas das galáxias são espirais, M31 (a galáxia de Andrômeda) e M101 (a galáxia do Cata-Vento), enquanto as outras quatro são elípticas.

Encontraram estas fontes de raios X tanto em regiões de formação estelar ativa como em áreas onde existem estrelas mais antigas. A equipe identificou as fontes ao detectar objetos que apareciam nas imagens do Chandra captadas nas energias mais baixas de raios X, mas que desapareciam nas imagens de energia mais elevada. Isso significa que estes objetos emitem muito mais raios X de baixa energia do que de alta energia. Como os raios X de baixa energia se situam junto à radiação ultravioleta energética no espectro eletromagnético, os pesquisadores determinaram que estas fontes também estão produzindo grandes quantidades de radiação ultravioleta energética.

Não é claro que tipos de objetos são responsáveis por estes raios X de baixa energia e pela intensa radiação ultravioleta. A equipe pensa que, muito provavelmente, envolvem um buraco negro, uma estrela de nêutrons ou uma anã branca atraindo matéria de uma estrela companheira. A matéria atraída da estrela companheira é aquecida, produzindo raios X, antes de cair sobre um destes objetos. Já se observaram sistemas binários semelhantes, mas nunca com radiação ultravioleta tão brilhante e raios X de baixa energia.

A descoberta sugere a existência de grandes populações de sistemas binários com radiação ultravioleta energética que, até agora, não tinham sido detectadas. Os cientistas pensam que alguns sistemas de anãs brancas que absorvem matéria de estrelas companheiras podem vir a explodir como supernovas, conhecidas como supernovas do Tipo Ia, o que é fundamental para medir a expansão do Universo. Estas supernovas desempenharam um papel fundamental na descoberta de que essa expansão está acelerando. Os astrónomos têm procurado, há muitos anos, as estrelas que se transformam em supernovas do Tipo Ia, até agora sem sucesso.

O outro mistério que estas fontes de raios X de baixa energia poderão explicar é o que retira, em algumas galáxias, os elétrons do gás entre as estrelas. É importante investigar esta remoção de elétrons, pois pode afetar a rapidez com que as estrelas se formam e influenciar os ciclos de vida das galáxias. As estrelas quentes e massivas desempenham um papel, mas não explicam completamente o que está causando esta remoção. Os níveis intensos de radiação ultravioleta provenientes destas fontes de raios X podem desempenhar um papel vital.

Porque é que estas fontes de raios X de baixa energia só foram descobertas agora? Para além da emissão de raios X de baixa energia, que é muito difícil de detectar pelos telescópios de raios X, a radiação ultravioleta altamente energética é facilmente absorvida pelo hélio e pelo hidrogênio que preenchem o espaço entre as estrelas, criando uma barreira quase impenetrável para a observação.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Estudando um centauro que se transforma num cometa

A mais de 4,8 bilhões de quilômetros da Terra, um antigo objeto gelado está lentamente despertando.

© NASA (ilustração de um centauro)

À medida que se desloca mais para dentro do Sistema Solar, o corpo gelado conhecido como Centauro 450P/LONEOS começou a liberar gás e poeira, um comportamento mais frequentemente associado aos cometas do que aos centauros, os pequenos objetos gelados que normalmente orbitam entre Júpiter e Netuno.

Agora, pesquisadores da Universidade da Flórida Central afirmam que poderão estar testemunhando as fases iniciais da transformação de um centauro num cometa. Utilizando observações do telescópio espacial James Webb e do telescópio Gemini North, no Havaí, os cientistas detectaram dióxido de carbono, poeira gelada e sinais de atividade térmica recente em torno de 450P/LONEOS.

As descobertas poderão fornecer novas informações sobre como corpos gelados distantes evoluem para cometas ativos à medida que migram para o interior do Sistema Solar. Os centauros são cientificamente importantes porque pensa-se que são objetos de transição que tiveram origem mais longe no Sistema Solar e que estão evoluindo lentamente para se tornarem cometas da família de Júpiter. Nesse sentido, proporcionam uma forma de estudar material relativamente primitivo do Sistema Solar exterior, enquanto este começa respondendo a um aquecimento solar mais intenso.

O cometa 450P/LONEOS começou a "acordar" depois de um encontro gravitacional próximo com Saturno, em 1992, ter alterado significativamente a sua órbita. A equipe descobriu que a interação deslocou o objeto para dentro, a partir de uma trajetória mais distante, aproximando o seu periélio, o ponto da sua órbita mais próximo do Sol, de Júpiter. À medida que o centauro se aproximava do Sol, os pesquisadores observaram a formação gradual de uma tênue coma (cabeleira), uma nuvem de gás e poeira que envolve o objeto e que é frequentemente associada à atividade cometária.

O monitoramento contínuo entre 2019 e 2024 revelou que a cabeleira se tornou cada vez mais visível à medida que a distância do objeto em relação ao Sol diminuía. Esse aumento do aquecimento solar pode tornar mais quente a superfície e as camadas subsuperficiais do núcleo. À medida que essas camadas aquecem, gelos voláteis ou gases retidos podem ser liberados, o que pode arrastar poeira para longe da superfície e produzir uma cabeleira. 

Uma das descobertas mais significativas do estudo provém do telescópio espacial James Webb, que detectou gás de dióxido de carbono em torno de 450P/LONEOS a uma distância em que a água congelada comum normalmente se sublimaria eficazmente. Os pesquisadores encontraram fortes evidências da emissão de dióxido de carbono, mas nenhum sinal de vapor de água ou monóxido de carbono, o que sugere que o dióxido de carbono é provavelmente o responsável pela atividade do centauro.

As observações revelaram também grãos de poeira gelada no interior da cabeleira, incluindo possíveis sinais de gelo de água cristalino, material que poderá preservar evidências da evolução térmica do objeto à medida que este é aquecido na sua nova órbita. 

À distância de 450P/LONEOS em relação ao Sol, o núcleo é demasiado frio para que a sublimação normal do gelo seja a principal fonte de atividade; por isso, a detecção de CO₂ fornece uma pista importante sobre o que está alimentando a cabeleira. O possível gelo cristalino também é interessante porque sugere que parte do gelo na cabeleira sofreu aquecimento ou transformação física, em vez de permanecer completamente inalterado desde a sua formação.

Apenas uma fração relativamente pequena dos centauros conhecidos apresenta atividade visível, o que torna objetos como 450P/LONEOS especialmente valiosos para estudar como os corpos gelados primitivos evoluem ao longo do tempo. A investigação sugere que a atividade recente do objeto pode estar ligada ao aquecimento sob a sua superfície. À medida que o gelo amorfo enterrado, uma forma irregular de gelo que retém gases no interior da sua estrutura porosa, aquece e se transforma em gelo cristalino, libera dióxido de carbono para o espaço, arrastando consigo poeira e criando a cabeleira.

Em conjunto, estas descobertas podem proporcionar aos cientistas uma melhor compreensão de como os corpos gelados distantes evoluem gradualmente para se tornarem os cometas ativos que visitam periodicamente o Sistema Solar interior.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: University of Central Florida

Cometas podem ter transportado água para um sistema planetário jovem

Astrônomos da Universidade de Lund, na Suécia, descobriram evidências da existência de exocometas, ou seja, cometas em outros sistemas solares, orbitando uma estrela jovem semelhante ao nosso Sol.

© A. Novais (ilustração do sistema planetário PDS 70)

As observações apontam para um possível mecanismo que explicaria como a água poderia ser transportada das regiões exteriores frias do sistema planetário para as regiões onde os planetas se formam.

O sistema planetário PDS 70 tem pouco mais de cinco milhões de anos e situa-se a cerca de 370 anos-luz da Terra. O sistema possui pelo menos dois gigantes gasosos e orbita uma estrela ligeiramente mais fria do que o Sol. Já em 2023 tinha sido detectado, nas proximidades da estrela, vapor de água. Os pesquisadores demonstraram agora que as variações no gás de sódio à frente da estrela podem ser um indício da passagem de cometas pelas partes internas do sistema.

Os pesquisadores analisaram observações de 2018 e detectaram gás de sódio se movendo a vários quilômetros por segundo em relação à estrela. O gás aparece e desaparece ao longo de várias noites, um padrão consistente com o que seria de esperar quando os cometas passam à frente de uma estrela. Quando um cometa se aproxima da sua estrela, é aquecido e o gelo à sua superfície transforma-se diretamente em gás, um processo conhecido como sublimação. O gás pode então deixar uma marca mensurável na luz da estrela.

Os astrônomos também simularam as órbitas dos cometas. Os resultados mostram que os objetos situados nas regiões mais distantes do sistema planetário podem ser afetados pela atração gravitacional dos gigantes gasosos e lançados em direção à estrela. Isto é particularmente interessante porque os cometas formam-se nas regiões exteriores e frias do sistema planetário, onde a água pode existir na forma de gelo. Se forem depois canalizados para o interior, podem transportar água e outras substâncias voláteis para a região onde os planetas se formam.

A origem da água na Terra continua sendo uma questão em aberto. Os asteroides e os cometas ricos em água são duas fontes possíveis. PDS 70 fornece a oportunidade de estudar um processo semelhante enquanto um sistema planetário ainda se encontra nas suas fases iniciais de desenvolvimento.

E quando o Extremely Large Telescope (ELT), que está atualmente sendo construído no Chile, entrar em funcionamento nos próximos anos, será possível descobrir se existem mais planetas no sistema e, assim, obter uma imagem ainda mais clara de como a água e outros componentes fundamentais dos planetas são transportados.

Um artigo foi publicado na revista Nature Communications.

Fonte: Lund University