Nuvens de silicato descobertas na atmosfera de um exoplaneta distante

Os astrofísicos obtiveram novos e preciosos conhecimentos sobre a formação de exoplanetas distantes e sobre o aspecto das suas atmosferas, depois de utilizarem o telescópio espacial James Webb para adquirirem imagens de dois exoplanetas jovens.

© Ellis Bogat (ilustração do sistema YSES-1)

Entre as principais descobertas contam-se a presença de nuvens de silicato na atmosfera de um dos planetas e um disco circumplanetário que se pensa alimentar material que pode formar luas à volta do outro.

Em termos mais gerais, a compreensão da formação do sistema supersolar YSES-1 fornece uma visão mais aprofundada das origens do nosso próprio Sistema Solar e fornece a oportunidade de observar e aprender, em tempo real, como um planeta semelhante a Júpiter se forma. Os dois planetas são várias vezes maiores do que Júpiter e orbitam longe da sua estrela hospedeira, realçando a diversidade de sistemas exoplanetários, mesmo em torno de estrelas como o nosso próprio Sol.

Embora todo o sistema planetário seja jovem, o planeta interior YSES-1 b com 16,7 milhões de anos, é demasiado velho para encontrar sinais do disco de formação planetária em torno da estrela hospedeira. Mas em YSES-1 b foi observado um disco em torno do próprio planeta, que se pensa que alimenta o planeta com material e serve de local de nascimento de luas, semelhante às observadas em torno de Júpiter. Apenas três outros discos deste tipo foram identificados até à data, ambos em torno de objetos significativamente mais jovens do que YSES-1 b, levantando novas questões sobre como este disco pode ter uma vida tão longa.

Os planetas do sistema YSES-1 estão também demasiado separados para serem explicados através das atuais teorias de formação, pelo que as descobertas adicionais de nuvens de silicato distintas em torno de YSES-1 c e de pequeno material poeirento quente em torno de YSES-1 b levam a mais mistérios e complexidades para determinar como os planetas se formam e evoluem.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Trinity College Dublin

A natureza dos discos de formação planetária

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

© NRAO (ilustração de um disco protoplanetário)

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

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

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

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

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

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

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Aonde está a Nebulosa Roseta?

Você consegue encontrar a Nebulosa Roseta?

© Toni Fabiani Méndez (Nebulosa Roseta)

A nebulosa vermelha com aparência de flor logo acima do centro da imagem pode parecer uma boa escolha, mas não é só isso. A famosa Nebulosa Roseta, designada como NGC 2237, também conhecido como Caldwell 49, está localizada no canto inferior direito, aqui colorida em azul e branco, e conectada às outras nebulosas por filamentos dourados. 

Como a imagem em destaque do campo da Nebulosa Roseta é tão ampla, e devido à sua exposição em vermelho profundo, ela parece conter outras flores. O centro da Nebulosa da Roseta é povoado pelas estrelas azuis brilhantes do aglomerado aberto NGC 2244, também conhecido como Caldwell 50, cujos ventos e luz energética estão evacuando o centro da nebulosa. 

A Nebulosa Roseta está a cerca de 5.000 anos-luz de distância e, sozinha, abrange cerca de três vezes o diâmetro de uma lua cheia. Esta região pode ser encontrada em direção à constelação do Unicórnio (Monoceros). 

A Nebulosa Roseta é uma grande região circular HII, que é uma nuvem de gás quente e ionizado, principalmente hidrogênio, onde ocorre a formação de estrelas. Estas regiões são conhecidas por sua intensa emissão de luz, especialmente na cor vermelha, devido à recombinação de elétrons com íons de hidrogênio.

Fonte: NASA

A galáxia de Rubin

Nesta imagem do telescópio espacial Hubble, as estrelas brilhantes e pontiagudas estão em primeiro plano, em direção à heroica constelação setentrional de Perseu, bem dentro da nossa própria galáxia, a Via Láctea.

© Hubble (UGC 2885)

Em foco nítido está a UGC 2885, uma galáxia espiral gigante a cerca de 232 milhões de anos-luz de distância. Com cerca de 800.000 anos-luz de diâmetro, em comparação com o diâmetro da Via Láctea de aproximadamente 100.000 anos-luz, ela tem cerca de 1 trilhão de estrelas. Isso é cerca de 10 vezes mais estrelas que a Via Láctea.

Parte de uma pesquisa para entender como as galáxias podem crescer até tamanhos tão enormes, a UGC 2885 também fez parte de "Uma Viagem Interessante" e do estudo pioneiro da astrônoma americana Vera Rubin sobre a rotação de galáxias espirais. Seu trabalho foi o primeiro a demonstrar de forma convincente a presença dominante da matéria escura em nosso Universo.

Uma nova moeda dos EUA foi emitida em homenagem a Vera Rubin, enquanto o Observatório Vera C. Rubin, constituído de um telescópio refletor de 8,4 metros capaz de mapear todo o céu visível, deve revelar imagens de sua primeira visão do cosmos em 23 de junho deste ano.

Veja mais informações em Hubble investiga galáxia gigantesca.

Fonte NASA

A população de galáxias que impulsionou uma remodelação cósmica

Astrônomos identificaram dezenas de pequenas galáxias que desempenharam um papel principal numa remodelação cósmica que transformou o Universo primitivo naquele que conhecemos hoje.

© NASA (localização de galáxias jovens de baixa massa)

Os símbolos marcam a localização de galáxias jovens, de baixa massa, que "explodiram" com novas estrelas quando o Universo tinha cerca de 800 milhões de anos. Utilizando um filtro sensível a estas galáxias, o telescópio espacial James Webb obteve imagens das mesmas com a ajuda de uma lente gravitacional criada pelo aglomerado de galáxias Abell 2744, também denpminado Aglomerado Pandora, situado a cerca de 4 bilhões de anos-luz de distância, na direção da constelação austral de Escultor. A massa do aglomerado forma uma lente gravitacional que amplia fontes distantes, aumentando o já considerável alcance do Webb. No total, foram encontradas 83 galáxias jovens, mas apenas as 20 aqui apresentadas (losangos brancos) foram selecionadas para um estudo mais aprofundado. A inserção amplia uma destas galáxias.

A análise destas galáxias minúsculas, mas poderosas, é 10 vezes mais sensível do que os estudos anteriores e mostra que existiam em número suficiente e tinham potência ultravioleta suficiente para impulsionar esta renovação cósmica. 

Durante grande parte dos seus primeiros bilhões de anos, o Universo esteve imerso numa névoa de gás hidrogênio neutro. Hoje, este gás está ionizado, despojado dos seus elétrons. Esta transformação é conhecida como reionização, que há muito tempo traz dúvida sobre os tipos de objetos mais responsáveis: galáxias grandes, galáxias pequenas ou buracos negros supermassivos em galáxias ativas. 

Como um dos seus principais objetivos, o Webb foi especificamente concebido para responder a questões fundamentais sobre esta grande transição na história do Universo. Estudos recentes mostraram que pequenas galáxias com uma formação estelar vigorosa podem ter desempenhado um papel muito importante. Tais galáxias são raras atualmente, constituindo apenas cerca de 1% das que nos rodeiam. Mas eram abundantes quando o Universo tinha cerca de 800 milhões de anos, uma época cujo desvio para o vermelho era de 7, quando a reionização estava bem encaminhada. 

Os astrônomos procuraram fontes fortes de um comprimento de onda específico de luz que significa a presença de processos altamente energéticos: uma linha verde emitida por átomos de oxigênio que perderam dois elétrons. Originalmente emitida como luz visível nos primórdios do cosmos, o brilho verde do oxigênio duplamente ionizado foi esticado para o infravermelho à medida que atravessava o Universo em expansão e eventualmente chegou aos instrumentos do Webb. 

Esta técnica revelou 83 pequenas galáxias tal como apareciam quando o Universo tinha 800 milhões de anos, ou cerca de 6% da sua idade atual de 13,8 bilhões de anos. A equipe selecionou 20 destas galáxias para uma inspeção mais profunda. Estas galáxias são tão pequenas que, para construir a massa estelar equivalente à da Via Láctea, seriam necessárias 2.000 a 200.000 galáxias. 

Tipos semelhantes de galáxias no Universo atual, como as apelidadas "ervilhas", liberam cerca de 25% da sua luz ultravioleta ionizante para o espaço circundante. Se as galáxias de baixa massa exploradas liberarem uma quantidade semelhante, podem ser responsáveis por toda a luz ultravioleta necessária para converter o hidrogênio neutro do Universo na sua forma ionizada.

Fonte: NASA

As luas de Urano revelam uma surpresa

Cientistas recorreram ao telescópio espacial Hubble para procurar evidências de um fenômeno e encontraram outro bem diferente.

© STScI (Urano e suas luas clássicas)

Os pesquisadores estudaram as quatro maiores luas do gigante gelado Urano, o sétimo planeta a contar do Sol, procurando sinais de interações entre a sua magnetosfera e as superfícies das luas. A magnetosfera é uma região em torno de um corpo celeste onde as partículas com carga elétrica são afetadas pelo campo magnético do objeto astronômico. Em particular, foi previsto que, com base nas interações com a magnetosfera de Urano, os lados "dianteiros" destas luas com acoplamento de maré, ou seja, que têm sempre o mesmo lado voltado para o planeta, seriam mais brilhantes do que os lados "traseiros", sempre virados para o lado oposto. Isto deve ser devido ao escurecimento da radiação dos seus lados ocultos [para o planeta] por partículas carregadas, tais como elétrons presos na magnetosfera de Urano.

Em vez disso, não foram encontradas evidências de escurecimento nos hemisférios traseiros das luas, e evidências claras de escurecimento dos lados dianteiros das luas exteriores. Isto surpreendeu a equipe e indica que a magnetosfera de Urano pode não interagir muito com as suas grandes luas, contrariando os dados existentes recolhidos nos comprimentos de onda do infravermelho próximo.

A nítida visão ultravioleta e as capacidades espectroscópicas do Hubble foram fundamentais para permitir a exploração das condições da superfície destas luas e revelar a surpreendente descoberta, apresentada no passado dia 10 de junho na 246.ª reunião da Sociedade Astronómica Americana, em Anchorage, Alasca. 

As quatro luas deste estudo: Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon sofrem acoplamento de maré, de modo que mostram sempre o mesmo lado para o planeta Urano. A ideia era que as partículas carregadas presas ao longo das linhas do campo magnético atingissem principalmente o lado oculto de cada lua, o que escureceria este hemisfério. 

Urano tem uma inclinação de 98 graus em relação à eclíptica. Isto significa que ele está dramaticamente inclinado em relação ao plano orbital dos planetas. Urano viaja muito lentamente em torno do Sol, de lado, à medida que completa a sua órbita de 84 anos terrestres. Durante o sobrevoo da Voyager 2, a magnetosfera de Urano estava inclinada cerca de 59 graus em relação ao plano orbital dos satélites. Por isso, há uma inclinação adicional do campo magnético. Como Urano e as suas linhas de campo magnético giram mais depressa do que as suas luas orbitam o planeta, passam constantemente por elas. Se a magnetosfera de Urano interagir com as suas luas, as partículas carregadas deverão atingir preferencialmente a superfície dos hemisférios traseiros. Estas partículas carregadas, bem como os raios cósmicos da Via Láctea, devem escurecer os hemisférios traseiros de Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon e possivelmente gerar o dióxido de carbono detectado nestas luas.

A equipe esperava que, especialmente no caso das luas interiores Ariel e Umbriel, estes hemisférios fossem mais escuros do que os lados dianteiros nos comprimentos de onda do ultravioleta e no visível. Mas não foi isso que descobriram. Ao que parece, os hemisférios dianteiro e traseiro de Ariel e Umbriel são de fato muito semelhantes em termos de brilho. No entanto, os pesquisadores observaram uma diferença entre os hemisférios das duas luas exteriores, Titânia e Oberon. Ainda mais estranho é o fato de a diferença de brilho ser o oposto do que esperavam. As duas luas exteriores têm hemisférios dianteiros mais escuros e mais vermelhos do que os hemisférios traseiros. Os astrônomos pensam que a poeira de alguns dos satélites irregulares de Urano está cobrindo os lados dianteiros de Titânia e Oberon. 

Os satélites irregulares são corpos naturais que têm órbitas grandes, excêntricas e inclinadas em relação ao plano equatorial do seu planeta. Micrometeoritos estão constantemente atingindo as superfícies dos satélites irregulares de Urano, liberando pequenos pedaços de material para órbita do planeta. Ao longo de milhões de anos, este material poeirento move-se para dentro em direção a Urano e eventualmente atravessa as órbitas de Titânia e de Oberon.

Estas luas exteriores varrem a poeira e apanham-na principalmente nos seus hemisférios dianteiros, que estão virados para o planeta. É como os insetos que batem no para-brisas do carro quando se conduz numa rodovia. Este material faz com que Titânia e Oberon tenham hemisférios dianteiros mais escuros e mais avermelhados. Estas luas exteriores protegem efetivamente as luas interiores Ariel e Umbriel da poeira, razão pela qual os hemisférios das luas interiores não mostram uma diferença de brilho.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A origem de um exoplaneta muito quente

Observações efetuadas com o telescópio espacial James Webb forneceram novas pistas sobre a formação do exoplaneta WASP-121 b e sobre a sua origem no disco de gás e poeira que rodeia a estrela.

© T. Müller (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Estes conhecimentos resultam da detecção de várias moléculas fundamentais: vapor de água, monóxido de carbono, monóxido de silício e metano. Com estas detecções, astrónomos conseguiram compilar um inventário do carbono, oxigênio e silício na atmosfera de WASP-121 b. A detecção de metano, em particular, também sugere fortes ventos verticais no mais frio lado noturno, um processo frequentemente ignorado nos modelos atuais.

O WASP-121 b é um planeta gigante ultraquente que orbita a sua estrela progenitora a uma distância de apenas duas vezes o diâmetro da estrela, completando uma órbita em aproximadamente 30,5 horas. O planeta exibe dois hemisférios distintos: um que está sempre virado para a estrela hospedeira, com temperaturas localmente superiores a 3.000º C, e um eterno lado noturno onde as temperaturas descem para 1.500º C.

Os astrônomos analisaram a abundância de compostos que se evaporam a temperaturas muito diferentes, fornecendo pistas sobre a formação e evolução do planeta. O WASP-121 b provavelmente acumulou a maior parte do seu gás numa região suficientemente fria para que a água permanecesse congelada, mas suficientemente quente para que o metano se evaporasse e existisse na sua forma gasosa. 

Uma vez que os planetas se formam num disco de gás e poeira que rodeia uma estrela jovem, estas condições ocorrem a distâncias em que a radiação estelar cria as temperaturas adequadas. No nosso próprio Sistema Solar, esta região situa-se num local entre as órbitas de Júpiter e Urano. Este fato é notável, dado que WASP-121 b orbita agora perigosamente perto da superfície da sua estrela hospedeira. Isto sugere que, após a sua formação, empreendeu uma longa viagem desde as geladas regiões exteriores até ao centro do sistema planetário. 

O silício foi detectado como monóxido de silício (SiO) gasoso, mas entrou originalmente no planeta através de material rochoso, como o quartzo, armazenado em planetesimais, essencialmente asteroides, depois de ter adquirido a maior parte do seu invólucro gasoso. A formação de planetesimais leva tempo, indicando que este processo ocorreu durante os últimos estágios do desenvolvimento planetário. 

A formação planetária começa com partículas de poeira gelada que se juntam e crescem gradualmente até se transformarem em seixos com centímetros a metros. Atraem o gás circundante e pequenas partículas, acelerando o seu crescimento. Estas são as sementes de futuros planetas como WASP-121 b. O arrasto do gás circundante faz com que os seixos em movimento espiralem em direção à estrela. Enquanto migram, os seus gelos incorporados começam a evaporar-se nas regiões interiores mais quentes do disco. À medida que os planetas jovens orbitam as suas estrelas hospedeiras, podem crescer o suficiente para abrir brechas substanciais no disco protoplanetário. Isto interrompe a deriva dos seixos para o interior e o fornecimento de gelo incorporado, mas deixa disponível gás suficiente para construir uma atmosfera alargada. 

No caso de WASP-121 b, isto parece ter ocorrido num local onde os seixos de metano se evaporaram, enriquecendo o gás que o planeta fornecia com carbono. Em contraste, os seixos de água permaneceram congelados, prendendo o oxigênio. 

À medida que a temperatura de uma atmosfera muda, é esperado que as quantidades de diferentes moléculas, como o metano e o monóxido de carbono, variem. Às temperaturas muito altas do lado diurno de WASP-121 b, o metano é altamente instável e não estará presente em quantidades detectáveis.

Os astrônomos determinaram que, para planetas como WASP-121 b, o gás do hemisfério diurno deve ser misturado com o do hemisfério noturno, relativamente frio, mais depressa do que a composição do gás se pode ajustar às temperaturas mais baixas. Neste cenário, seria de esperar que a abundância de metano fosse negligenciável no lado noturno, tal como acontece no lado diurno. Quando, ao invés, foi detectado metano abundante no lado noturno de WASP-121 b, foi uma surpresa total. Para explicar este resultado, a equipe propõe que o gás metano deve ser rapidamente reabastecido no lado noturno para manter a sua elevada abundância. 

Um mecanismo plausível envolve fortes correntes verticais que levantam o gás metano das camadas atmosféricas inferiores, que são ricas em metano graças às temperaturas noturnas relativamente baixas combinadas com a elevada relação carbono/oxigênio da atmosfera.

Isto desafia os modelos dinâmicos dos exoplanetas, que provavelmente terão de ser adaptados para reproduzir a forte mistura vertical descoberta no lado noturno de WASP-121 b. À medida que o planeta gira, a radiação térmica recebida da sua superfície varia, expondo diferentes porções da sua atmosfera irradiada. Isto permitiu a caracterização da composição química do lado diurno e do lado noturno do planeta. Os astrônomos também captaram observações enquanto o planeta transitava em frente da sua estrela. Durante esta fase, alguma luz estelar é filtrada através do limbo atmosférico do planeta, deixando impressões digitais espectrais que revelam a sua composição química. Este tipo de medição é especialmente sensível à região de transição onde os gases do lado diurno e noturno se misturam.

Foram publicados artigos na revista Nature Astronomy e no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy