As estrelas da Grande Nuvem de Magalhães

Essa imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA mostra o aglomerado globular NGC 1854, um conjunto de estrelas azuis e brancas na porção sul da constelação de Dorado.

© Hubble (NGC 1854)

O NGC 1854 está localizado a cerca de 135.000 anos-luz de distância, na Grande Nuvem de Magalhães, uma das vizinhas cósmicas  mais próximas e uma galáxia satélite da Via Láctea.

A Grande Nuvem de Magalhães passa por uma vigorosa formação de estrelas. Rica em gás interestelar e poeira, a galáxia é o lar de aproximadamente 60 aglomerados globulares e 700 aglomerados abertos. Esses aglomerados estão frequentemente sujeitos à pesquisa astronômica, como a Grande Nuvem de Magalhães, sua irmã mais nova, a Pequena Nuvem de Magalhães, são os únicos sistemas conhecidos que contêm aglomerados em todos os estágios de evolução. O Hubble é muito usado para estudar esses aglomerados, graças à extrema resolução das suas câmeras que possuem resolução das estrelas de forma individual, mesmo em aglomerados lotados, revelando sua massa, tamanho e grau de evolução.

Fonte: NASA

Descoberto um novo asteroide quase-satélite da Terra

Astrônomos da NASA identificaram um novo objeto orbitando temporariamente a Terra.

© Mark A. Garlick (ilustração de um asteroide orbitando o Sol)

Designado provisoriamente de 2016 HO₃, o pequeno asteroide parece seguir uma trajetória elíptica ao redor do nosso planeta, contudo, como se mantém fora do domínio gravitacional da Terra, não é considerado um verdadeiro satélite terrestre.

“Uma vez que 2016 HO₃ dá voltas em torno do nosso planeta sem nunca se aventurar para muito longe à medida que ambos orbitam o Sol, referimo-nos a este objeto como um quase-satélite da Terra”, disse Paul Chodas, responsável do Center for Near-Earth Object (NEO) da NASA. “Outro asteroide, designad] 2003 YN₁₀₇, seguiu um padrão orbital semelhante durante algum tempo, há aproximadamente 10 anos, mas afastou-se desde então da nossa vizinhança. Este novo asteroide está muito mais ‘agarrado’ a nós. Os nossos cálculos indicam que o 2016 HO₃ tem sido um quase-satélite estável da Terra há quase um século, e deverá continuar a seguir este padrão como companheiro da Terra por mais alguns séculos.”

© NASA/JPL-Caltech (orbita do asteroide 2016 HO₃ ao redor da Terra)

Realmente, o asteroide 2016 HO₃ é o melhor e mais estável exemplo até hoje conhecido de um quase-satélite da Terra. Com uma órbita com um período de 365,9 dias e uma excentricidade de 0,104, o pequeno asteroide executa uma espécie de dança orbital com o nosso planeta, acelerando ou abrandando a sua velocidade relativamente à Terra consoante se encontra ligeiramente mais próximo ou mais longe do Sol que o nosso planeta. A sua órbita encontra-se também ligeiramente inclinada, pelo que atravessa duas vezes por ano o plano orbital da Terra.

A trajetória do 2016 HO₃ tende ainda a oscilar relativamente ao nosso planeta, ao longo de várias décadas. “De ano para ano, as voltas do asteroide ao redor da Terra deslocam-se ligeiramente para a frente ou para trás”, acrescentou Chodas. “No entanto, quando esta oscilação é demasiado intensa, a gravidade da Terra é suficientemente forte para a reverter e segurar o asteroide de forma a que este nunca se afaste mais do que cerca 100 vezes a distância da Lua. O mesmo efeito impede o asteroide de se aproximar mais que cerca de 38 vezes a distância da Lua. Com efeito, este pequeno asteroide encontra-se preso numa pequena dança com a Terra.”

O 2016 HO₃ foi descoberto pelo programa PanSTARRS no dia 27 de abril de 2016 e o seu diâmetro deverá situar-se entre 40 e 100 metros.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

A primeira vida do Universo poderia ter nascida de planetas com carbono

Nossa Terra é composta por rochas de silicato e um núcleo de ferro com uma fina camada de água e vida.

© NASA/SDO/CfA/Christine Pulliam (planeta de carbono orbitando uma estrela parecida com o Sol)

Mas os primeiros mundos potencialmente habitáveis ​​poderiam ter sido muito diferentes. Novas pesquisas sugerem que a formação de planetas no início do Universo poderia ter criado planetas de carbono que consistem em grafite, carbonetos e diamante. Esses mundos de diamante podem ser encontrados através de uma classe rara de estrelas.

"Este trabalho mostra que mesmo as estrelas com uma pequena fração do carbono em nosso Sistema Solar pode hospedar planetas", diz  o estudante de graduação Natalie Mashian Universidade de Harvard.

"Temos boas razões para acreditar que a vida extraterrestre será à base de carbono, como a vida na Terra, de modo que este também é um bom augúrio para a possibilidade de vida no início do Universo", acrescenta ela.

O Universo primordial consistia principalmente de hidrogênio e hélio, e carecia de elementos químicos, como o carbono e o oxigênio, necessários para a vida como a conhecemos. Somente após as primeiras estrelas explodirem como supernovas, semeando a segunda geração que propiciou a formação de planetas, a vida tornou-se possível.

Mashian e seu orientador de tese de doutoramento Avi Loeb, do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, examinaram uma classe particular de estrelas velhas conhecidas como estrelas enriquecidas de carbono e pobres em metais, ou estrelas CEMP. Estas estrelas anêmicas contêm apenas um centésimo de milésimo a mais de ferro do que o nosso Sol, ou seja, elas se formaram antes de o espaço interestelar ter sido amplamente semeado com elementos pesados.

"Essas estrelas são fósseis do Universo jovem", explica Loeb. "Ao estudá-los, podemos observar como os planetas surgiram e, possivelmente, a vida no Universo começou."

Embora falta de ferro e outros elementos pesados ​​em comparação com o nosso Sol, as estrelas CEMP têm mais carbono do que seria de esperar devido a sua idade. Esta abundância relativa iria influenciar na formação de planetas como grãos de poeira de carbono macios se aglutinam para formar mundos escuros como breu.

Esses planetas de carbono seriam difíceis de serem distinguidos de mundos como a Terra. Suas massas e tamanhos físicos seriam semelhantes. Os astrônomos teriam de analisar suas atmosferas para obter sinais de sua verdadeira natureza. Esses mundos incomuns seriam envoltos por gases como o monóxido de carbono e metano.

Mashian e Loeb argumentam que uma pesquisa dedicada aos planetas em torno de estrelas CEMP pode ser feita usando a técnica de trânsito. "Este é um método prático para descobrir o quão cedo planetas podem ter se formado no Universo primordial", diz Loeb.

Esta pesquisa foi aceita para publicação no periódico Monthly Notices da Royal Astronomical Society.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Excesso inesperado de planetas gigantes em aglomerado de estrelas

Uma equipe internacional de astrônomos descobriu que existem muito mais planetas do tipo de Júpiter quente do que o esperado num aglomerado estelar chamado Messier 67 (M67).

© ESO/L. Calçada (ilustração de um exoplaneta do tipo Júpiter quente)

Este resultado surpreendente foi obtido com vários telescópios e instrumentos, entre os quais o espectrógrafo HARPS no Observatório de La Silla do ESO. O meio denso do aglomerado originaria interações mais frequentes entre planetas e estrelas próximas, o que poderia explicar o excesso deste tipo de exoplanetas.

Uma equipe chilena, brasileira e europeia liderada por Roberto Saglia do Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik, em Garching, Alemanha, e Luca Pasquini do ESO, passou vários anos fazendo medições de alta precisão de 88 estrelas pertencentes ao aglomerado M67. Este aglomerado estelar aberto tem cerca da mesma idade do Sol, e acredita-se que o Sistema Solar teve origem num ambiente similarmente denso. Enquanto o aglomerado M67 ainda se mantém coeso, o aglomerado que pode ter rodeado o Sol nos seus primeiros dias já teria se dissipado há muito tempo, deixando o Sol entregue a si próprio.

A equipe utilizou o HARPS, entre outros instrumentos, para procurar assinaturas de planetas gigantes em órbitas de período curto, esperando ver a oscilação de uma estrela causada pela presença de um objeto massivo numa órbita próxima, um tipo de planeta conhecido por Júpiter quente. A assinatura deste tipo de exoplanetas foi encontrada em três estrelas do aglomerado, juntando-se a anteriores evidências da existência de vários outros planetas.

Um Júpiter quente é um exoplaneta gigante com uma massa de mais de 1/3 da massa de Júpiter. Estes planetas estão “quentes” porque orbitam muito próximo da sua estrela progenitora, como indicado pelo seu período orbital que dura menos de dez dias. São muito diferentes do Júpiter ao qual estamos habituados no nosso Sistema Solar, que tem um "ano" que dura cerca de 12 anos terrestres e é muito mais frio do que a Terra. O primeiro exoplaneta encontrado em torno de uma estrela semelhante ao Sol, 51 Pesagi b, também se tratava de um Júpiter quente. No momento, este fato revelou-se surpreendente, uma vez que muitos astrônomos tinham assumido que outros sistemas planetários seriam provavelmente parecidos com o Sistema Solar e por isso teriam os seus planetas mais massivos mais afastados da sua estrela progenitora.

“Usamos um aglomerado estelar aberto como se fosse um laboratório para explorar as propriedades dos exoplanetas e as teorias de formação planetária,” explica Roberto Saglia. “Isto porque nestes locais encontramos não só muitas estrelas que possivelmente abrigam planetas, mas também temos um meio denso, no qual os planetas se devem ter formado.”

O estudo mostrou que os exoplanetas do tipo de Júpiter quente são mais comuns em torno das estrelas do M67 do que no caso de estrelas fora de aglomerados. “Este é verdadeiramente um resultado surpreendente,” diz Anna Brucalassi, que realizou a análise. “Os novos resultados significam que existem planetas do tipo de Júpiter quente em torno de cerca de 5% das estrelas estudadas do M67, muitos mais do que os encontrados em estudos comparáveis de estrelas que não se encontram em aglomerados, onde esta taxa é cerca de 1%.”

Os astrônomos pensam que é bastante improvável que estes gigantes exóticos se tenham formado onde os encontramos agora, uma vez que as condições do meio próximo da estrela progenitora não seriam inicialmente as adequadas para a formação de planetas do tipo de Júpiter. É por isso que se pensa que estes planetas se formaram mais afastados, tal como provavelmente também aconteceu com Júpiter, e só depois se aproximaram da estrela progenitora. O que seriam antes planetas gigantes, distantes e frios são agora objetos muito mais quentes. A questão que se põe é então: o que é que fez com que estes planetas migrassem para perto da sua estrela?

Existe um número de possíveis respostas a esta questão, mas os autores concluem que o mais provável é que esta migração seja o resultado de encontros próximos entre estrelas vizinhas, ou até entre planetas em sistemas solares vizinhos, e que o meio próximo de um sistema solar possa ter um impacto significativo no modo como este evolui.

Num aglomerado como M67, onde as estrelas se encontram muito mais próximas do que a média, tais encontros poderão ser muito mais comuns, o que explicaria o enorme número de exoplanetas do tipo de Júpiter quente encontrado.

O pesquisador Luca Pasquini do ESO reflete sobre a notável história recente do estudo de planetas em aglomerados: “Até há alguns anos atrás nunca tínhamos encontrado exoplanetas do tipo de Júpiter quente em aglomerados abertos. Em três anos o paradigma mudou da total ausência destes planetas para seu excesso!”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Search for giant planets in M67 III: excess of Hot Jupiters in dense open clusters”, de A. Brucalassi et al., que será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

ALMA detecta o oxigênio mais distante observado até hoje

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos conseguiu detectar oxigênio brilhante numa galáxia distante observada apenas 700 milhões de anos depois do Big Bang.

© NAOJ (imagem de cores compostas do rastreio de campo profundo Subaru e XMM-Newton)

Trata-se da galáxia mais longínqua na qual foi detectado oxigênio de forma inequívoca, que está certamente sendo ionizado pela forte radiação emitida por estrelas gigantes jovens. Esta galáxia pode bem ser um exemplo de um dos tipos de fontes responsáveis pela reionização cósmica na história primordial do Universo.

Astrônomos do Japão, Suécia, Reino Unido e ESO utilizaram o ALMA para observar uma das mais distantes galáxias conhecidas. A galáxia SXDF-NB1006-2 tem um desvio para o vermelho de 7,2, o que significa que a observamos apenas 700 milhões de anos após o Big Bang.

A equipe esperava investigar os elementos químicos pesados presentes na galáxia, uma vez que estes elementos nos informam sobre o nível de formação estelar existente, fornecendo assim pistas sobre a reionização cósmica.

“Procurar elementos pesados no Universo primordial é um passo essencial para explorar a formação estelar neste período,” disse Akio Inoue da Universidade de Osaka Sangyo, Japão. “Estudar elementos pesados também fornece pistas para compreender como é que as galáxias se formaram e o que é que causou a reionização cósmica,” acrescentou.

Na época anterior à formação dos objetos, o Universo encontrava-se cheio de gás eletricamente neutro. No entanto, quando os primeiros objetos começaram a brilhar, algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang, emitiram forte radiação que começou a quebrar os átomos neutros, ionizando o gás. Durante esta fase, conhecida por reionização cósmica, todo o Universo se modificou de forma drástica. No entanto, não há consenso sobre quais os tipos de objetos que causaram a reionização. Estudar as condições existentes em galáxias muito distantes pode ajudar a responder a esta questão.

Antes de observarem esta galáxia distante, os astrônomos fizeram simulações de computador para prever quão facilmente se poderia observar evidências de oxigênio ionizado com o ALMA. Levaram também em conta observações de galáxias semelhantes mas que se encontram muito mais próximas da Terra e concluíram que a emissão do oxigênio poderia ser detectada, mesmo a grandes distâncias. O satélite astronômico infravermelho japonês AKARI tinha já descoberto que esta emissão de oxigênio é muito brilhante na Grande Nuvem de Magalhães, a qual apresenta um meio semelhante ao do Universo primordial.

Em seguida a equipe realizou observações de elevada sensibilidade com o ALMA e descobriu radiação emitida por oxigênio ionizado na galáxia SXDF-NB1006-2, sendo esta a detecção inequívoca de oxigênio mais distante obtida até hoje. Trata-se assim de evidência sólida da presença de oxigênio no Universo primordial, apenas 700 milhões de anos após o Big Bang.

O comprimento de onda original da radiação do oxigênio duplamente ionizado é 0,088 milímetros. O comprimento de onda da radiação emitida por SXDF-NB1006-2 está esticado até aos 0,725 milímetros devido à expansão do Universo, fazendo com que esta radiação possa ser observada pelo ALMA.

Descobriu-se que o oxigênio em SXDF-NB1006-2 é dez vezes menos abundante do que no Sol. “A baixa abundância encontrada é esperada, uma vez que o Universo era ainda jovem, apresentando uma curta história de formação estelar nesse momento,” comentou Naoki Yoshida da Universidade de Tóquio. “As nossas simulações previram efetivamente uma abundância dez vezes menor que a do Sol. No entanto, temos outro resultado que é inesperado: uma pequena quantidade de poeira.”

A equipe não conseguiu detectar nenhuma emissão de carbono vinda da galáxia, sugerindo que esta jovem galáxia contém muito pouco hidrogênio gasoso não ionizado. Os astrônomos descobriram ainda que a galáxia contém apenas uma pequena quantidade de poeira, constituída por elementos pesados. “Algo estranho se passa nesta galáxia,” disse Inoue. “Penso que quase todo o gás se encontra altamente ionizado.”

A detecção de oxigênio ionizado indica que muitas estrelas muito brilhantes, dezenas de vezes mais massivas que o Sol, se formaram na galáxia e se encontram emitindo radiação ultravioleta intensa, necessária à ionização dos átomos de oxigênio.

A falta de poeira na galáxia permite que a radiação ultravioleta escape e ionize enormes quantidades de gás fora da galáxia. "SXDF-NB1006-2 poderá ser um protótipo das fontes de radiação responsáveis pela reionização cósmica,” disse Inoue.

“Este é um passo importante no sentido de compreendermos que tipo de objetos causaram a reionização cósmica,” explicou Yoichi Tamura da Universidade de Tóquio. “As nossas próximas observações com o ALMA já começaram. Observações de mais alta resolução permitirão ver a distribuição e os movimentos do oxigênio ionizado na galáxia, fornecendo-nos assim informações vitais que nos ajudarão a compreender as propriedades desta galáxia.”

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Detection of an oxygen emission line from a high redshift galaxy in the reionization epoch” de Inoue et al., publicado na revista Science.

Fonte: ESO

Primeira detecção de metanol num disco de formação planetária

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) detectou a molécula orgânica de álcool metílico (metanol) no disco protoplanetário da TW Hydrae.

© ESO/M. Kornmesser (concepção artística do disco em torno da estrela jovem TW Hydrae)

Esta é a primeira vez que se detecta tal composto num disco de formação planetária jovem. O metanol é a única molécula orgânica complexa detectada até agora em discos, que deriva inequivocamente de uma forma gelada. A sua detecção ajuda os astrônomos a compreender os processos químicos que ocorrem durante a formação de sistemas planetários e que, em última instância, levam à criação dos ingredientes necessários à vida.

O disco protoplanetário em torno da jovem estrela TW Hydrae é o disco mais próximo da Terra que se conhece, situando-se a uma distância de apenas 170 anos-luz. Como tal é um alvo ideal para os astrônomos estudarem este tipo de objetos. O sistema assemelha-se bastante ao que os astrônomos pensam que terá sido o Sistema Solar durante a sua formação, há mais de 4 bilhões de anos atrás.

O ALMA é o mais poderoso observatório que existe atualmente para mapear a composição química e a distribuição de gás frio em discos próximos. Estas capacidades únicas foram utilizadas por um grupo de astrônomos liderados por Catherine Walsh (Observatório de Leiden, Holanda) para investigar a química do disco protoplanetário da TW Hydrae.

As observações ALMA revelaram pela primeira vez as impressões digitais do álcool metílico gasoso, ou metanol (CH₃OH), num disco protoplanetário. O metanol, um derivado do metano, é uma das maiores moléculas orgânicas complexas detectadas em discos até hoje. Identificar a sua presença em objetos protoplanetários representa um marco importante para compreender como é que as moléculas orgânicas são incorporadas nos planetas em nascimento.

Adicionalmente, o metanol é ele próprio um bloco constituinte de espécies mais complexas de importância prebiótica fundamental, como os compostos dos aminoácidos. Por tudo isto, o metanol desempenha um papel vital na criação da química orgânica rica necessária à vida.

Catherine Walsh, autora principal deste estudo, explica: “Encontrar metanol num disco protoplanetário mostra a capacidade única do ALMA em investigar o complexo reservatório orgânico gelado dos discos, permitindo-nos pela primeira vez olhar para trás no tempo, para a origem da complexidade química numa maternidade planetária em torno de uma estrela jovem do tipo do Sol.”

A existência de metanol gasoso num disco protoplanetário tem uma importância única em astroquímica. Enquanto outras espécies detectadas no espaço são formadas apenas pela química de fase gasosa, ou então por uma combinação das fases gasosa e sólida, o metanol é um composto orgânico complexo, que é formado apenas na fase gelada através de reações na superfície de grãos de poeira.

A visão apurada do ALMA permitiu igualmente aos astrônomos mapear o metanol gasoso no disco de TW Hydrae, revelando um padrão em forma de anel, para além da emissão significativa com origem próximo da estrela central. Um anel de metanol entre 30 e 100 UA (unidades astronômicas) reproduz o padrão de metanol observado pelo ALMA. A estrutura identificada apoia a hipótese de que o grosso do reservatório de gelo do disco encontra-se principalmente nos grãos de poeira maiores (com tamanhos até de milímetro), grãos estes situados nas 50 UA interiores, que se separaram do gás e vaguearam radialmente para o interior, em direção à estrela.

A observação do metanol na fase gasosa, combinada com informação sobre a sua distribuição, sugere que o metanol se terá formado nos grãos gelados do disco, tendo sido subsequentemente liberado sob a forma gasosa. Esta primeira observação ajuda a desvendar o mistério da transição gelo-gás do metanol e, mais geralmente, os processos químicos em ambientes astrofísicos. Neste estudo, em vez de desorção térmica (com o metanol liberado a temperaturas mais elevadas do que a sua temperatura de sublimação), outros mecanismos parecem atuar e foram avaliados pela equipe, incluindo a fotodesorção por fótons ultravioletas e a desorção reativa. Observações ALMA mais detalhadas ajudariam a definir um destes cenários.

A variação radial de espécies químicas na composição do meio-plano do disco, e especificamente a localização de linhas de neve, é crucial para a compreensão da química dos planetas em formação. As linhas de neve marcam a fronteira para além da qual uma determinada espécie química volátil congela nos grãos de poeira. A detecção de metanol também nas regiões exteriores mais frias do disco mostra que esta molécula é capaz de escapar dos grãos a temperaturas muito mais baixas do que a sua temperatura de sublimação, o que é necessário para dar origem à desorção térmica.

A existência de metanol gasoso no disco é um indicador inequívoco de processos químicos orgânicos ricos numa fase inicial de formação estelar e planetária. Este resultado é importante no sentido de compreendermos como é que a matéria orgânica se acumula em sistemas planetários muito jovens.

Esta primeira detecção de sucesso do metanol gasoso frio num disco protoplanetário significa que a produção de química gelada pode agora ser explorada nos discos, abrindo caminho para futuros estudos de química orgânica complexa em locais de formação planetária. Os astrônomos têm agora acesso a uma nova e poderosa ferramenta na busca de exoplanetas que possam abrigar vida.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk”, de Catherine Walsh et al., publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

Provável novo exoplaneta poderá estar em lenta espiral da morte

Astrónomos que procuravam os exoplanetas mais jovens da Galáxia descobriram evidências convincentes da existência de um planeta diferente de qualquer outro, um recém-nascido "Júpiter quente" cujas camadas exteriores estão sendo arrancadas pela estrela que orbita a cada 11 horas.

© Wikimedia (ilustração da atmosfera exterior de um exoplaneta sendo arrancada)

"Um punhado de planetas conhecidos estão em semelhantes órbitas pequenas mas, dado que esta estrela tem apenas 2 milhões de anos, é um dos exemplos mais extremos," afirma Christopher Johns-Krull, astrônomo da Universidade Rice e autor principal de um novo estudo que divulga o caso de um gigante gasoso em torno da estrela PTFO8-8695 na constelação de Órion.

"Nós ainda não temos provas absolutas de que é um planeta porque ainda não temos um valor firme da massa, mas as nossas observações ajudam à verificação," afirma Johns-Krull. "Nós comparamos as nossas evidências contra qualquer outro cenário que podíamos imaginar e a comparação sugere que é um dos planetas mais jovens já observados."

Apelidado de "PTFO8-8695 b", o planeta suspeito orbita uma estrela a cerca de 1.100 anos-luz de distância da Terra e tem quase o dobro da massa de Júpiter.

"Ainda não sabemos o destino final deste planeta," comenta Johns-Krull. "Provavelmente formou-se mais longe da estrela e migrou para dentro, até um ponto onde está sendo destruído. Nós sabemos que existem planetas com órbitas íntimas ao redor de estrelas de meia-idade e presumivelmente em órbitas estáveis. O que não sabemos é a rapidez com que este jovem planeta vai perder a sua massa e se vai sobreviver."

Os astrônomos já descobriram mais de 3.300 exoplanetas, mas quase todos orbitam estrelas de meia-idade como o Sol. No dia 26 de maio, os pesquisadores anunciaram a descoberta de "CI Tau b", o primeiro exoplaneta ao redor de uma estrela tão jovem que ainda mantém um disco circunstelar de gás. A descoberta de exoplanetas tão jovens é um desafio porque existem relativamente poucos candidatos estelares jovens e brilhantes o suficiente para ver em detalhe com telescópios existentes. A pesquisa é ainda mais complicada pelo motivo de que as estrelas jovens são muitas vezes ativas, com explosões visuais e diminuições de brilho, fortes campos magnéticos e enormes manchas estelares que podem imitar a existência de planetas onde estes não existem.

O PTFO8-8695 b foi identificado como um candidato a exoplaneta em 2012 pelo levantamento PTF (Palomar Transit Factory) em Órion. A órbita do planeta, por vezes, faz com que passe entre a sua estrela e a linha de visão da Terra, possibilitando aplicar a técnica de trânsito para determinar tanto a presença como o raio aproximado do planeta tendo por base a porcentagem de diminuição de brilho estelar durante o trânsito exoplanetário.

"Em 2012, não havia nenhuma evidência sólida para planetas em torno de estrelas com 2 milhões de anos," comenta Lisa Prato, astrônoma do Observatório Lowell. "As curvas de luz e as variações desta estrela forneceram uma técnica intrigante para confirmar ou refutar tal planeta. A outra coisa que era também muito interessante, era o período orbital de apenas 11 horas."

A análise espectroscópica da luz proveniente da estrela revelou excesso de emissão na linha espectral H-alfa, um tipo de luz emitida pelos átomos altamente energizados de hidrogênio. A equipe descobriu que a luz H-alfa é emitida por dois componentes, um que corresponde ao muito pequeno movimento da estrela e outro que parece orbitá-la.

"Vimos um componente da emissão de hidrogênio começar num lado da estrela e, em seguida, passar para o outro lado," explica Prato. "Quando um planeta transita uma estrela, podemos determinar o período orbital do planeta e quão rápido se desloca na nossa direção ou na direção oposta. Então pensámos: 'Se o planeta é real, qual é a velocidade do planeta em relação à estrela?' E descobriu-se que a velocidade do planeta era exatamente onde esta informação extra da emissão H-alfa se movia para trás e para a frente."

Johns-Krull disse que as observações dos trânsitos revelaram que o planeta tem apenas 3 a 4% o tamanho da estrela, mas que a emissão H-alfa do planeta parece ser quase tão brilhante quanto a emissão proveniente da estrela.

"Não existe nada confinado à superfície do planeta que possa produzir tal efeito," afirma. "O gás tem de estar preenchendo uma região muito maior onde a gravidade do planeta já não é forte o suficiente para a segurar. A gravidade da estrela soma-se à gravidade do planeta e, eventualmente, o gás cai sobre a estrela."

A equipe observou a estrela PTFO8-8695 dúzias de vezes no Observatório McDonald da Universidade do Texas e com o telescópio de 4 metros do Observatório Nacional Kitt Peak no estado americano do Arizona.

O estudo revisto por pares será publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Rice University

O maior exoplaneta num sistema estelar binário

Se você lançar os olhos na direção da constelação do Cisne, você estará olhando na direção do maior planeta já descoberto em torno de um sistema estelar duplo.

© Lynette Cook (ilustração de um eclipse estelar e um trânsito planetário simultâneo)

É muito fraco para ser visto a olho nu, mas uma equipe liderada por astrônomos do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, e da Universidade Estadual de San Diego (SDSU) na Califórnia, usaram o telescópio espacial Kepler da NASA para identificar o novo exoplaneta, o Kepler-1647b.

O Kepler-1647 está a 3.700 anos-luz de distância da Terra e possui cerca de 4,4 bilhões de anos, quase a mesma idade que a Terra. As estrelas deste sistema são semelhantes ao Sol, com uma delas um pouco maior do que o Sol e a outra um pouco menor. O exoplaneta tem uma massa e raio quase idênticos à de Júpiter, tornando-se o maior planeta em trânsito circumbinário já encontrado.

Planetas que orbitam duas estrelas são conhecidos como planetas circumbinários, ou às vezes planetas "Tatooine", o mundo de Luke Skywalker em "Star Wars".

Usando dados do Kepler, foram observadas pequenas quedas de brilho que sugerem a possibilidade de um planeta estar passando ou que transitam na frente de uma estrela, bloqueando uma pequena quantidade de luz da estrela.

"Mas encontrar planeta circumbinário é muito mais difícil do que encontrar planetas em torno de estrelas individuais", disse o astrônomo William Welsh, da SDSU. "Os trânsitos não são regularmente espaçados no tempo e eles podem variar em duração e até mesmo profundidade."

© Lynette Cook (comparação dos tamanhos relativos de vários planetas circumbinários)

O exoplaneta leva 1.107 dias para orbitar suas estrelas hospedeiras, o período mais longo de qualquer trânsito de um exoplaneta encontrado até agora. O exoplaneta também está muito mais longe de suas estrelas do que qualquer outro planeta circumbinário, rompendo com a tendência de que planetas circumbinários têmr órbitas próximas. Curiosamente, sua órbita coloca o exoplaneta na zona habitável.

Como Júpiter, no entanto, Kepler-1647b é um gigante gasoso, tornando o planeta improvável para hospedar vida. No entanto, se o planeta tem grandes luas, elas poderiam potencialmente ser adequadas para a vida.

O astrônomo Laurance Doyle do Instituto SETI, notou uma volta de trânsito em 2011. Mas mais dados e vários anos de análise são necessários para confirmar o trânsito causado por um planeta circumbinário. Uma rede de astrônomos amadores utilizando o telescópio Kilodegree Extremely Little ajudou os pesquisadores estimarem a massa do exoplaneta.

A descoberta foi anunciada esta semana, em San Diego em uma reunião da American Astronomical Society.

A pesquisa foi aceita para publicação no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Revelados padrões sazonais nas tempestades marcianas de areia

Após décadas de investigação para discernir padrões sazonais nas tempestades de poeira marcianas com recurso de imagens, só o padrão mais claro foi captado através da medição da temperatura na atmosfera do Planeta Vermelho.

© NASA/JPL-Caltech/MSSS (dados atmosféricos de temperatura numa tempestade em Marte)

Este gráfico mostra dados atmosféricos de temperatura como "cortinas" sobre uma imagem de Marte captada durante uma tempestade regional de poeira. Os perfis de temperatura prolongam-se desde a superfície até cerca de 80 km de altitude. As temperaturas variam em função da cor, desde -153ºC (púrpura) até -23ºC (vermelho).

Para seis anos marcianos, os registos de temperatura de satélites da NASA revelam um padrão de três tipos de grandes tempestades regionais de poeira que ocorrem em sequência às mesmas épocas a cada ano durante a primavera e o verão no hemisfério sul. Cada ano marciano dura cerca de dois anos terrestres.

"Quando olhamos para a estrutura da temperatura em vez da poeira visível, nós finalmente vemos alguma regularidade nas grandes tempestades de poeira," afirma David Kass do JPL (Jet Propulsion Laboratory) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia. Ele é cientista do instrumento MCS (Mars Climate Sounder) a bordo da sonda MRO (Mars Reconnaissance Orbiter).

"O reconhecimento de padrões na ocorrência de tempestades regionais de poeira é um passo em frente na compreensão das propriedades atmosféricas fundamentais que as controla," explica Kass. 

A poeira levantada pelos ventos marcianos está diretamente ligada com a temperatura atmosférica: a poeira absorve luz solar, assim que o Sol aquece mais o ar empoeirado do que o ar limpo. Em alguns casos, isto pode ser dramático, com uma diferença de mais de 35ºC entre o ar poeirento e o ar limpo. Este aquecimento também afeta a distribuição global do vento, que pode produzir movimentos descendentes que aquecem o ar fora das regiões aquecidas pela poeira. Assim sendo, as observações de temperatura capturam os efeitos diretos e indiretos das tempestades de areia na atmosfera.

O melhoramento da capacidade de prever tempestades de poeira potencialmente perigosas e em grande escala em Marte trará benefícios de segurança para o planejamento de missões robóticas e humanas à superfície do planeta. Além disso, através do reconhecimento de padrões e categorias das tempestades de areia, os pesquisadores avançam em direção à compreensão de como os eventos locais sazonais afetam o clima global num típico ano marciano.

A NASA opera orbitadores em Marte, continuamente, desde 1997. O MCS a bordo da MRO, que chegou a Marte em 2006, e o TES (Thermal Emission Spectrometer) a bordo da Mars Global Surveyor, que estudou Marte entre 1997 e 2006, usaram observações infravermelhas para avaliar a temperatura atmosférica. Os pesquisadores analisaram dados de temperatura representativos de uma camada ampla centrada a cerca de 25 km acima da superfície marciana, alta o suficiente para ser mais afetada por tempestades regionais do que por tempestades locais.

A maioria das tempestades de poeira de Marte são localizadas, com tamanhos inferiores a mais ou menos 2.000 km de diâmetro e que se dissipam em poucos dias. Algumas tornam-se regionais, afetando até 1/3 do planeta e persistindo até três semanas. Algumas rodeiam Marte, cobrindo o hemisfério sul mas não todo o planeta. Desde 1997, duas tempestades globais de poeira cobriram Marte completamente. O comportamento de grandes tempestades regionais de areia durante anos marcianos que incluem tempestades globais é atualmente incerto, e os anos com uma tempestade global não foram incluídos na nova análise.

Três grandes tempestades regionais, apelidadas de tipo A, B e C, apareceram em cada dos seis anos marcianos investigados.

Pequenas tempestades múltiplas formam-se sequencialmente perto do polo norte do planeta durante o outono, semelhantes às tempestades árticas da Terra que surgem sequencialmente na América do Norte.

"Em Marte, algumas deslocam-se mais para sul ao longo de caminhos favoráveis," comenta Kass. "Se cruzam até ao hemisfério sul, onde é primavera, ficam mais quentes e podem explodir para tempestades de poeira muito maiores do Tipo A."

A primavera e verão no hemisfério sul de Marte, na atualidade, são muito mais quentes do que a primavera e verão no hemisfério norte, porque a excentricidade da órbita de Marte coloca o planeta mais próximo do Sol perto do final da primavera austral. A primavera e verão no sul há muito que são reconhecidas como as épocas mais poeirentas do ano marciano e a estação de tempestades globais de poeira, embora o padrão mais detalhado documentado no novo estudo não tenha sido descrito anteriormente.

Quando uma tempestade do Tipo A, ao norte, se move para a primavera no hemisfério sul, a luz solar, sobre a poeira, faz aquecer a atmosfera. Essa energia aumenta a velocidade dos ventos. Ventos mais fortes levantam mais poeira, ampliando ainda mais a área e o alcance vertical da tempestade.

Em contraste, uma tempestade do Tipo B começa perto do polo sul antes do início do verão. Pode ter origem nos ventos gerados na borda da calota de dióxido de carbono gelado. Tempestades múltiplas podem contribuir para uma névoa regional.

A tempestade do Tipo C começa após o fim da tempestade do Tipo B. Tem origem no norte, durante o inverno (verão no sul) e move-se para o hemisfério sul como a tempestade do Tipo A. De um ano para o outro, a tempestade do Tipo C varia mais em força, em termos de pico de temperatura e duração, em comparação com os Tipos A e B.

A longevidade da MRO da NASA permitiu estudos dos padrões sazonais de Marte como este.

Um artigo foi publicado na semana passada na revista Geophysical Research Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

O VLT fotografa um exoplaneta exótico

Os astrônomos procuram exoplanetas em órbita de outras estrelas através de uma variedade de métodos.

© ESO/VLT (o exoplaneta exótico CVSO 30c ao redor de sua estrela)

Um desses métodos é a imagem direta, o qual se revela particularmente eficaz para planetas que se encontram em órbitas largas em torno de estrelas jovens, uma vez que a luz do planeta não é ofuscada pela luz emitida pela estrela hospedeira, sendo por isso mais fácil de detectar.

Esta imagem demonstra esta técnica. Nela podemos ver a estrela T-Tauri chamada CVSO 30, situada a aproximadamente 1.200 anos-luz de distância da Terra no grupo 25 Orionis (ligeiramente a noroeste do famoso cinturão de Órion). Em 2012, astrônomos descobriram que a CVSO 30 abriga um exoplaneta (CVSO 30b), usando um método de detecção conhecido por fotometria de trânsito, no qual a luz emitida pela estrela apresenta uma diminuição observável quando o planeta passa à sua frente.

Agora, os astrônomos voltaram a observar este sistema com vários telescópios. O estudo combinou observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile, o observatório W. M. Keck no Havaí e o observatório de Calar Alto na Espanha.

Usando estes dados foi possível obter uma imagem do que é provavelmente um segundo planeta!

Para criar a imagem foi explorada a astrometria fornecida pelos instrumentos NACO e SINFONI montados no VLT.

O novo exoplaneta agora descoberto, chamado CVSO 30c, é o pequeno ponto em cima e à esquerda na imagem (a mancha maior é a estrela propriamente dita). Apesar do planeta anteriormente detectado (CVSO 30b) orbitar muito próximo da estrela, completando uma volta em torno da CVSO 30 em pouco menos de 11 horas, a uma distância orbital de 0,008 UA, CVSO 30c orbita significativamente mais longe, a uma distância de 660 UA e demorando uns longos 27.000 anos para completar uma única órbita. Para referência e em termos de comparação, o planeta Mercúrio orbita o Sol a uma distância média de 0,39 UA, enquanto Netuno se situa a cerca de 30 UA do Sol.

Se for confirmado que o CVSO 30c orbita de fato a CVSO 30, então este pode ser o primeiro sistema estelar que abriga tanto um exoplaneta próximo detectado pelo método de trânsito, como um exoplaneta muito afastado detectado por imagem direta.

Os astrônomos ainda estão explorando como é que um sistema tão exótico se formou numa escala de tempo tão curta, já que a estrela tem apenas 2,5 milhões de anos de idade; é possível que os dois planetas tenham interagido em algum momento no passado, afastando-se depois um do outro e terminando nas suas atuais órbitas extremas.

Fonte: ESO

Chandra vê eclipse notável de buraco negro

Observações efetuadas pelo observatório de raios X Chandra da galáxia NGC 1365 captou um eclipse notável do buraco negro supermassivo em seu centro.

© Chandra/VLT (NGC 1365)

Uma densa nuvem de gás passou na frente do buraco negro, que bloqueou os raios X de alta energia próximo ao material do buraco negro. Este alinhamento acidental permitiu aos astrônomos medir o tamanho do disco de material ao redor do buraco negro, uma estrutura relativamente pequena em escalas galácticas. A imagem do Chandra (representada na inserção) contém uma fonte de raios X brilhante no meio, o que revela a posição do buraco negro. Uma visão óptica da galáxia foi efetuada pelo Very Large Telescope (VLT) do Observatório Europeu do Sul (ESO) mostrando o contexto dos dados do Chandra.

A NGC 1365 contém um núcleo galáctico ativo (AGN). Os cientistas acreditam que o buraco negro no centro do AGN é abastecido por um fluxo constante de material, presumivelmente sob a forma de um disco. Material prestes a cair no buraco negro deve ser aquecido a milhões de graus antes de passar ao longo do horizonte de eventos, um local de não retorno. O processo faz com que o disco de gás ao redor do buraco negro central na NGC 1365 produza raios X abundantes, mas a estrutura é muito pequena para ter resolução diretamente com um telescópio. No entanto, os astrônomos foram capazes de medir o tamanho do disco, observando o tempo que levou o buraco negro para entrar e sair do eclipse. Isto foi revelado durante uma série de observações da NGC 1365 obtidas de dois em dois dias ao longo de um período de duas semanas em Abril de 2006. Durante cinco das observações, os raios X de alta energia a partir da fonte de raios X central eram visíveis, mas durante o eclipse não eram.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

NGC 6888: a Nebulosa Crescente

A Nebulosa Crescente (NGC 6888) é uma bolha cósmica de 25 anos-luz de diâmetro, insuflada por ventos emanados pela sua massiva e energética estrela central.

© Michael Miller/Jimmy Walker (NGC 6888)

Este preciso retrato telescópico utiliza dados em banda estreita que isola a luz irradiada pelos átomos de hidrogênio e oxigênio presentes na nebulosa soprada pelo vento estelar. Os átomos de oxigênio produzem a tonalidade azul-esverdeado que parece encobrir as dobras detalhadas e os filamentos da nebulosa.

Visível dentro da nuvem cósmica a estrela central da NGC 6888 é classificada como uma estrela de Wolf-Rayet (WR 136).

A WR 136 está expulsando suas camadas externas gerando um fortíssimo vento estelar, ejetando para o espaço o equivalente a massa do nosso Sol a cada 10.000 anos.

As estruturas complexas de nebulosa são provavelmente o resultado da violenta interação entre o vento estelar com o material previamente ejetado em eras anteriores.

Queimando seu combustível através dos processos de nucleossíntese em uma velocidade prodigiosa, a estrela WR 136 se encontra próxima do fim de sua vida como uma estrela e se aproxima do seu glorioso epílogo para gerar uma espetacular explosão de supernova.

Encontrada na constelação rica em nebulosas de Cygnus (o Cisne), a NGC 6888 dista cerca de 5.000 anos-luz da Terra.

Fonte: NASA

Um buraco negro alimentado por dilúvio intergaláctico frio

m o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe internacional de astrônomos foi testemunha de um evento meteorológico cósmico nunca antes observado, um aglomerado de enormes nuvens de gás intergaláctico “chovendo” sobre um buraco negro supermassivo situado no centro de uma enorme galáxia a um bilhão de anos-luz de distância da Terra.

© ESO/NRAO/B. Saxton (distribuição do gás na galáxia do aglomerado Abell 2597)

A imagem acima de fundo (em azul) foi obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA e a que se sobrepõe (em vermelho) corresponde aos dados do ALMA que mostram a distribuição do gás de monóxido de carbono na galáxia e em torno dela. A caixa ilustra a "sombra" produzida pela absorção da radiação milimétrica emitida pelos elétrons que espiralam em torno de poderosos campos magnéticos gerados pelo buraco negro supermassivo da galáxia. A sombra trata-se de uma concepção artística de uma das nuvens frias de gás molecular que está caindo em direção ao buraco negro.

Novas observações do ALMA mostram a primeira evidência direta de que nuvens densas frias podem coalescer a partir de gás intergaláctico quente e mergulhar no coração de uma galáxia, alimentando o seu buraco negro supermassivo central. Estas observações mudaram o modo como os astrônomos pensavam que os buracos negros se alimentavam, num processo chamado acreção.

Anteriormente os astrônomos pensavam que, nas galáxias maiores, os buracos negros supermassivos tinham uma dieta lenta e contínua de gás quente ionizado vindo do halo da galáxia. As novas observações feitas com o ALMA mostram que, quando as condições meteorológicas intergalácticas são as certas, os buracos negros podem igualmente “engolir” uma enorme quantidade de nuvens gigantes caóticas de gás molecular muito frio.

“Embora tenha havido uma previsão teórica importante em anos recentes, esta é a primeira evidência observacional inequívoca de uma chuva caótica e fria, que alimenta um buraco negro supermassivo,” disse Grant Tremblay, um astrônomo da Universidade de Yale em New Haven, Connecticut, EUA. “É empolgante pensar que podemos estar mesmo observando uma tempestade, cobrindo toda a galáxia, que alimenta um buraco negro cuja massa é cerca de 300 milhões de vezes a do Sol.”

Tremblay e a sua equipe utilizaram o ALMA para observar o aglomerado estranhamente brilhante de cerca de 50 galáxias, coletivamente chamadas Abell 2597. No seu centro situa-se uma galáxia elíptica massiva chamada, de forma descritiva, Galáxia Mais Brilhante do Aglomerado Abell 2597. Banhando o espaço entre estas galáxias, no interior do aglomerado, encontra-se uma atmosfera difusa de gás quente ionizado, o qual tinha sido anteriormente observado com o observatório de raios X Chandra da NASA.

“Este gás muito quente pode esfriar rapidamente, condensar e precipitar, do mesmo modo que ar quente e úmido na atmosfera terrestre pode dar origem a nuvens de chuva e precipitação,” disse Tremblay. “As nuvens recentemente condensadas ‘chovem’ depois na galáxia, dando origem a formação estelar e alimentando o seu buraco negro supermassivo.”

Os pesquisadores descobriram perto do centro desta galáxia o seguinte cenário: três núcleos massivos de gás frio que se aproximam do buraco negro supermassivo, situado no centro da galáxia, a cerca de um milhão de quilômetros por hora. Cada nuvem destas contém tanta matéria como um milhão de sóis e apresenta uma dimensão de dezenas de anos-luz.

Normalmente, objetos nesta escala de grandezas são difíceis de distinguir a estas distâncias cósmicas, mesmo com a enorme resolução do ALMA. No entanto, a observação destas nuvens deve-se às “sombras” de bilhões de anos-luz de comprimentos que projetam em direção da Terra. Estas sombras formam-se quando as nuvens opacas de gás em queda bloqueiam uma parte da brilhante radiação de fundo emitida no milímetro por elétrons que espiralam em torno de campos magnéticos muito próximos do buraco negro central supermassivo.

Dados adicionais do Very Long Baseline Array (VLBA) do National Science Foundation indicam que as nuvens de gás observadas pelo ALMA estão a apenas cerca de 300 anos-luz de distância do buraco negro central, ou seja, estão praticamente prontas para serem “devoradas”, em termos astronômicos.

Apesar do ALMA ter apenas conseguido detectar três nuvens de gás frio perto do buraco negro, os astrônomos pensam que podem existir milhares destes objetos na vizinhança, preparando-se o buraco negro a receber uma “chuva” contínua, que poderá alimentar a sua atividade durante um longo período de tempo.

Os astrônomos planejam agora procurar estas “tempestades” em outras galáxias, de modo a determinarem se tal meteorologia cósmica é tão comum como as atuais teorias sugerem.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Cold, clumpy accretion onto an active supermassive black hole”, de Grant R. Tremblay et al., que será publicado amanhã na revista Nature.

Fonte: ESO

A Nebulosa Cabeça de Cavalo em infravermelho pelo Hubble

Enquanto vaga pelo cosmo, uma magnífica nuvem de poeira interestelar foi sendo esculpida por ventos estelares e radiação para assumir uma forma reconhecível.

© Hubble (Nebulosa Cabeça de Cavalo)

Apropriadamente chamada de Nebulosa Cabeça de Cavalo, ela está imersa na vasta e complexa Nebulosa de Órion (M42). Um objeto potencialmente recompensador, mas difícil de ver pessoalmente com um telescópio pequeno, a imagem lindamente detalhada acima foi tirada recentemente em luz infravermelha pelo telescópio espacial Hubble em homenagem ao 23º aniversário do lançamento do Hubble.

A nuvem molecular escura, distante cerca de 1.500 anos-luz, é catalogada como Barnard 33 e é vista acima principalmente por ser iluminada por trás pela estrela massiva Sigma Orionis nas proximidades. A Nebulosa Cabeça de Cavalo terá sua aparência lentamente alterada nos próximos milhões de anos e eventualmente será destruída pela luz estelar de alta energia.

Fonte: NASA

Um exoplaneta que poderia suportar a vida

Uma pesquisa indica que um exoplaneta tem as condições necessárias para sustentar a vida.

  

© NASA Ames/JPL-Caltech/T. Pyle (ilustração do exoplaneta Kepler-62f)

O exoplaneta, denominado Kepler-62f, está localizado a cerca de 1.200 anos-luz de distância da Terra na constelação de Lyra, e é cerca de 40% maior do que a Terra, com o mesmo formato, sendo susceptível de ser rochoso e possivelmente poderia ter oceanos.

Ele foi descoberto em 2013, e é o exoplaneta mais externo dos cincos exoplanetas que orbitam a estrela Kepler-62, que é menor e mais fria que o Sol.

Na Terra, o dióxido de carbono torna-se 0,04% da atmosfera. Por causa do Kepler-62f estar muito mais longe da sua estrela do que a Terra está do Sol, seria necessário ter muito mais dióxido de carbono para ser suficientemente quente para manter a água líquida em sua superfície, e para evitar o congelamento.

A equipe rodou simulações computacionais do Kepler-62f usando um modelo de órbita de exoplanetas, conhecido como HNBody, e modelos climáticos como o Community Climate System Model e o Laboratoire de Meteorologie Dynamique Generic Model, considerando:

• sua atmosfera com uma espessura parecida com a Terra até condições em que a atmosfera fosse 12 vezes mais espessa que a do nosso planeta.
• diferentes concentrações de dióxido de carbono na atmosfera, variando de uma quantidade parecida com a Terra, até um nível 2.500 maior.
• configurações possíveis para sua trajetória orbital.

A partir dessas simulações os astrônomos encontraram cenários que permitiriam que o Kepler-62f fosse habitável, assumindo diferentes quantidades de dióxido de carbono na sua atmosfera. Além disso, para que o planeta fosse habitável durante toda a sua órbita, ele precisaria ter uma atmosfera entre 3 a 5 vezes mais espessa que a da Terra e composta inteiramente por dióxido de carbono.

“Mais de 2.300 exoplanetas já foram confirmados, e alguns outros mil são considerados candidatos a exoplanetas, mas apenas uma dúzia são conhecidos por estar na "zona habitável", o que significa que eles orbitam sua estrela a uma distância que poderia permitir-lhes ser quente o suficiente para ter água líquida em sua superfície,” disse Aomawa Shields da Universidade da Califórnia, Los Angeles.

A pesquisa foi publicada na revista Astrobiology.

Fonte: Astronomy