Estrelas e planetas crescendo juntos

Uma equipe internacional de cientistas liderada por Dominique Segura-Cox do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre na Alemanha teve como alvo a protoestrela IRS 63 com auxílio do radiotelescópio ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array).

© MPE/Herschel (densa região L1709)

A densa região L1709 na Nuvem Molecular de Ofiúco, mapeada pelo telescópio espacial Herschel, que rodeia e alimenta material à muito mais pequena protoestrela IRS 63 e ao seu disco de formação planetária (posição assinalada pela cruz preta).

Este sistema está a 470 anos-luz da Terra e encontra-se nas profundezas da nuvem interestelar L1709, na direção da constelação de Ofiúco. As protoestrelas tão jovens quanto IRS 63 ainda estão envoltas num grande e massivo invólucro de gás e poeira, e a protoestrela e o seu disco alimentam-se deste reservatório de material. 

Foram previamente detectados anéis de poeira, em grande número, em sistemas com mais de 1 milhão de anos, depois das protoestrelas terminarem de reunir a maior parte da sua massa. IRS 63 é diferente: com menos de 500.000 anos, tem menos de metade da idade de outras estrelas jovens com anéis de poeira e a protoestrela ainda crescerá significativamente de massa. Os anéis do disco em torno de IRS 63 são tão jovens. Nota-se que as protoestrelas e os planetas crescem e evoluem juntos desde os primeiros tempos. 

Os planetas enfrentam alguns obstáculos sérios durante os seus estágios iniciais de formação. Eles precisam de crescer a partir de minúsculas partículas de poeira, menores que o típico pó das nossas casas aqui na Terra. Os anéis no disco de IRS 63 são enormes amontoados de poeira, prontos para se combinarem em planetas. No entanto, mesmo depois da poeira se aglomerar para formar um embrião planetário, o planeta ainda em formação pode desaparecer espiralando para dentro, sendo consumido pela protoestrela central. Se os planetas começarem a formar-se muito cedo e a grandes distâncias da protoestrela, podem melhor sobreviver a este processo. 

Os pesquisadores descobriram que existem cerca de 0,5 massas de Júpiter de poeira no jovem disco de IRS 63 a mais de 20 UA do seu centro (uma distância idêntica à órbita de Urano no nosso Sistema Solar). Isto sem contar com a quantidade de gás, que pode totalizar até 100 vezes mais material. São necessárias pelo menos 0,03 massas de Júpiter de material sólido para formar um núcleo planetário que irá acretar gás de forma eficiente e crescer para formar um planeta gigante gasoso. 

Jaime Pineda, membro da equipe e também do Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, acrescenta: "Estes resultados mostram que devemos concentrar-nos nos sistemas mais jovens para entender verdadeiramente a formação planetária". 

Por exemplo, há cada vez mais evidências de que Júpiter pode realmente ter-se formado muito mais longe no Sistema Solar, para lá da órbita de Netuno, e depois migrado para dentro até à sua posição atual. Da mesma forma, a poeira em torno de IRS 63 mostra que há material suficiente, longe da protoestrela, e num estágio jovem o suficiente, para que este análogo do Sistema Solar forme planetas do mesmo modo que se suspeita que Júpiter se tenha formado. 

"O tamanho do disco é muito semelhante ao do nosso próprio Sistema Solar", explica Segura-Cox. "Até a massa da protoestrela é um pouco menor que a do nosso Sol. O estudo destes discos jovens, formadores de planetas, em torno de protoestrelas, pode dar-nos importantes informações sobre as nossas próprias origens."

Fonte: Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics

Detectando a matéria escura

Um astrofísico da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, está procurando, na luz que vem de um objeto celeste distante e extremamente poderoso, o que pode ser a substância mais elusiva do Universo: a matéria escura.

© Chandra/M. Weiss (buraco negro supermassivo Sgr A* e magnetar PSR J1745-2900)

Em dois estudos recentes, Jeremy Darling, professor do Departamento de Ciências Astrofísicas e Planetárias, examinou atentamente PSR J1745-2900. Este corpo é um magnetar, um tipo de estrela colapsada que gera um campo magnético incrivelmente forte.

Ele explicou que a matéria escura é uma espécie de cola cósmica, uma partícula ainda não identificada que constitui cerca de 27% da massa do Universo e que ajuda a unir galáxias como a nossa Via Láctea. Até ao momento, os cientistas lideraram a caça a esta matéria invisível usando equipamento de laboratório. 

Darling adotou uma abordagem diferente na sua última pesquisa: com base em dados de telescópio, está examinando PSR J1745-2900 para ver se consegue detectar os sinais fracos de um candidato a matéria escura - uma partícula chamada áxion - transformando-se em luz. Até agora, a investigação não deu frutos. Mas os seus resultados podem ajudar os físicos que trabalham em laboratórios de todo o mundo a restringir as suas próprias caças ao áxion.

Este magnetar orbita o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea a uma distância de menos de um ano-luz. E é uma força da natureza: PSR J1745-2900 gera um campo magnético que é cerca de bilhões de vezes mais poderoso do que o imã mais poderoso da Terra. Os magnetares têm todo o campo magnético de uma estrela, mas estão reduzidos a um volume com aproximadamente 20 km de diâmetro.

Os cientistas ainda não localizaram um único áxion, uma partícula teórica proposta pela primeira vez na década de 1970. No entanto, os físicos preveem que estes fragmentos efêmeros de matéria podem ter sido criados em números monumentais durante o início do Universo, e em quantidades grandes o suficiente para explicar a massa extra do cosmos da matéria escura. De acordo com a teoria, os áxions são bilhões ou até trilhões de vezes mais leves do que os elétrons e raramente interagem com o seu ambiente.

Isso torna-os quase impossíveis de observar, com uma grande exceção: se um áxion passa por um campo magnético forte, pode transformar-se em luz que poderiam teoricamente serem detectados. 

Os cientistas, incluindo uma equipe do JILA (Joint Institute for Laboratory Astrophysics), no campus da Universidade do Colorado em Boulder, usaram campos magnéticos gerados em laboratório para tentar capturar esta transição em ação. Darling e outros cientistas tiveram uma ideia diferente: porque não tentar a mesma pesquisa, mas numa escala muito maior?

Para fazer uso do campo magnético natural dos magnetares, Darling baseou-se em observações de PSR J1745-2900 obtidas pelo VLA (Karl G. Jansky Very Large Array). Se o magnetar estivesse, de fato, transformando áxions em luz, esta metamorfose poderia aparecer na radiação que emerge da estrela colapsada. 

O esforço é um pouco como procurar uma única agulha num palheiro muito, muito grande. Darling disse que, embora os teóricos tenham colocado limites sobre o quão massivos os áxions podem ser, estas partículas ainda podem ter uma ampla gama de massas possíveis. Cada destas massas, por sua vez, produziria luz com um comprimento de onda específico, quase como uma impressão digital deixada pela matéria escura. 

Darling ainda não localizou nenhum destes comprimentos de onda distintos na luz que vem do magnetar. Mas ele foi capaz de usar as observações para examinar a possível existência de áxions na mais ampla gama de massas até agora, nada mal para a sua primeira tentativa. Ele acrescentou que estes levantamentos podem complementar o trabalho que decorre em experiências laboratoriais. 

Darling planeja continuar a sua própria busca, o que significa olhar ainda mais de perto o magnetar no centro da nossa Galáxia.

Os resultados do estudo foram publicados nos periódicos The Astrophysical Journal Letters e Physical Review Letters.

Fonte: University of Colorado

Espetacular animação de supernova através do Hubble

O telescópio espacial Hubble rastreou a luz desvanecente de uma supernova na galáxia espiral NGC 2525, localizada a 70 milhões de anos-luz de distância. 

© Hubble (NGC 2525)

Supernovas como esta podem ser usadas como "fitas métricas" cósmicas, permitindo que os astrônomos calculem a distância às suas galáxias. O Hubble captou estas imagens como parte de uma das suas principais investigações, medindo o ritmo de expansão do Universo, o que pode ajudar a responder a questões fundamentais sobre a própria natureza do Universo.

A supernova, formalmente conhecida como SN2018gv, foi detectada pela primeira vez em meados de janeiro de 2018. O telescópio espacial Hubble começou a observar o grande brilho da supernova em fevereiro de 2018 como parte do programa de pesquisa liderado pelo pesquisador e laureado com o Prêmio Nobel, Adam Riess do STScI (Space Telescope Science Institute) e da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, EUA. As imagens do Hubble estão centradas na galáxia espiral barrada NGC 2525, que está localizada na constelação de Popa, no hemisfério sul. 

A supernova foi captada pelo Hubble, em detalhes requintados, dentro desta galáxia na parte esquerda da imagem. Aparece como uma estrela muito brilhante localizada na orla externa de um dos seus belos braços espirais. 

© NASA/ESA/M. Kornmesser (animação do desvanecimento da supernova SN2018gv)

Esta nova e única animação das imagens do Hubble, criada pela equipe do telescópio espacial, mostra a brilhante supernova, inicialmente ofuscando as estrelas mais brilhantes da galáxia, antes de desaparecer na obscuridade durante o ano de observações. Esta animação consiste de observações feitas ao longo de um ano, de fevereiro de 2018 a fevereiro de 2019. 

"Nenhum fogo-de-artifício terrestre consegue competir com esta supernova, captada na sua glória desvanecente pelo telescópio espacial Hubble," partilhou Reiss acerca da nova animação da explosão de supernova na NGC 2525. 

As supernovas são explosões poderosas que assinalam o fim da vida de uma estrela. O tipo de supernova visto nestas imagens, conhecido como supernova do Tipo Ia, origina de uma anã branca num sistema binário íntimo que acreta material da sua estrela companheira. Se a anã branca atinge uma massa crítica (1,44 vezes a massa do nosso Sol), o seu núcleo torna-se quente o suficiente para iniciar a fusão do carbono, desencadeando um processo termonuclear descontrolado que funde grandes quantidades de oxigênio e carbono em questão de segundos. A energia libertada dilacera a estrela numa explosão violenta, ejetando matéria a velocidades de até 6% da velocidade da luz e emitindo grandes quantidades de radiação. As supernovas do Tipo Ia atingem consistentemente um brilho máximo 5 bilhões de vezes superior ao do Sol, antes de desaparecerem com o tempo. 

Tendo em conta que as supernovas deste tipo produzem este brilho fixo, são ferramentas úteis para os astrônomos, conhecidas como "velas padrão", que atuam como "fitas métricas" cósmicas. Conhecendo o brilho real da supernova e observando o seu brilho aparente no céu, os astrônomos podem calcular a distância até estes grandes espetáculos e, portanto, a distância até às suas galáxias. Riess e a sua equipe combinaram as medições de distância das supernovas com distâncias calculadas usando estrelas variáveis conhecidas como variáveis cefeidas. As variáveis cefeidas pulsam em tamanho, provocando mudanças periódicas no brilho. Dado que este período está diretamente relacionado com o brilho da estrela, os astrônomos podem calcular a sua distância.

Riess e a sua equipe estão interessados em medir com precisão a distância até estas galáxias, pois isso ajuda-nos a melhor restringir o ritmo de expansão do Universo, conhecido como constante de Hubble. Este valor explica o quão depressa o Universo está crescendo, dependendo da sua distância até nós, com galáxias mais distantes movendo-se mais rapidamente para longe de nós. Desde o seu lançamento, o telescópio espacial Hubble ajudou a melhorar drasticamente a precisão da constante de Hubble. 

Os resultados do mesmo programa de observação liderado por Riess reduziram agora a incerteza da sua medição da constante de Hubble para uns sem precedentes 1,9%. Medições adicionais de NGC 2525 vão contribuir para o seu objetivo de reduzir a incerteza até 1%, identificando a velocidade com que o Universo está se expandindo. Uma constante de Hubble mais precisa pode revelar pistas sobre a matéria escura invisível e sobre a misteriosa energia escura, responsável pela aceleração da expansão do Universo. Juntas, estas informações podem ajudar-nos a entender a história e o destino futuro do nosso Universo.

Também se sabe que um buraco negro supermassivo está à espreita no centro da NGC 2525. Quase todas as galáxias contêm um buraco negro supermassivo, que pode variar em massa de centenas de milhares a bilhões de vezes a massa do Sol.

Fonte: ESA

Retrato de um exoplaneta

Combinando a luz dos quatro grandes telescópios do Very larga telescope (VLT), os astrônomos da colaboração GRAVITY conseguiram observar diretamente o brilho da luz proveniente de um exoplaneta perto da sua estrela progenitora.

© MPA/Axel Quetz (imagens esquemáticas da geometria do sistema Beta Pictoris)

O planeta, de nome Beta Pictoris c, é o segundo planeta encontrado orbitando a estrela hospedeira. Foi detectado originalmente através do método de velocidade radial, que mede a oscilação da estrela devido à atração do planeta em órbita. Beta Pictoris c está tão perto da sua estrela hospedeira que até mesmo os melhores telescópios não foram capazes de obter imagens diretas do planeta, até agora. 

"Esta é a primeira confirmação direta de um planeta detectado através do método de velocidade radial," diz Sylvestre Lacour, líder do programa de observação ExoGRAVITY. 

As medições de velocidade radial têm sido usadas há muitas décadas pelos astrônomos, e permitiram a detecção de centenas de exoplanetas. Mas nunca antes os astrônomos foram capazes de obter uma observação direta de um destes planetas. Isto só foi possível porque o instrumento GRAVITY, situado num laboratório sob os quatro telescópios que utiliza, é um instrumento muito preciso. Observa a luz da estrela hospedeira com todos os quatro telescópios do VLT ao mesmo tempo e combina-os num telescópio virtual com os detalhes necessários para revelar Beta Pictoris c.

"É incrível o nível de detalhe e sensibilidade que podemos alcançar com o GRAVITY," maravilha-se Frank Eisenhauer, o cientista líder do projeto GRAVITY no Instituto Max Planck para Física Extraterrestre. "Estamos apenas começando a explorar impressionantes novos mundos, desde o buraco negro supermassivo no centro da nossa Galáxia a planetas localizados além do nosso Sistema Solar." 

A detecção direta com o GRAVITY, no entanto, só foi possível devido aos novos dados de velocidade radial que estabelecem com precisão o movimento orbital de Beta Pictoris c, apresentados num segundo artigo também publicado na semana passada. Isto permitiu à equipe localizar e prever com precisão a posição esperada do planeta para que o GRAVITY pudesse encontrá-lo. 

Beta Pictoris c é, portanto, o primeiro planeta que foi detectado e confirmado com ambos os métodos, medições de velocidade radial e imagem direta. Além da confirmação independente do exoplaneta, os astrônomos podem agora combinar o conhecimento destas duas técnicas anteriormente separadas. Isto significa que podemos agora obter tanto o brilho como a massa deste exoplaneta. Como regra geral, quanto maior a massa do planeta, mais brilhante é. 

No entanto, neste caso os dados sobre os dois planetas são um tanto ou quanto intrigantes: a luz que vem de Beta Pictoris c é seis vezes mais fraca do que a do seu irmão maior, Beta Pictoris b. Beta Pictoris c tem 8 vezes a massa de Júpiter. Assim sendo, qual é a massa de Beta Pictoris b? Os dados de velocidade radial vão acabar por responder a esta pergunta, mas levará muito tempo para obter dados suficientes: uma órbita completa para o planeta b, em torno da sua estrela, leva 28 anos terrestres! 

"Nós usamos o GRAVITY antes para obter espectros de outros exoplanetas fotografados diretamente, os quais já continham dicas do seu processo de formação," acrescenta Paul Molliere, pós-doutorado no Instituto Max Planck para Astronomia, que está modelando espectros de exoplanetas. "Esta medição do brilho de Beta Pictoris c, combinada com a sua massa, é uma etapa particularmente importante para restringir os nossos modelos de formação planetária." Dados adicionais também podem ser fornecidos pelo GRAVITY+, o instrumento de próxima geração, que já está em desenvolvimento.

Fonte: Max Planck Institutes for Astronomy and Extraterrestrial Physics

Seis galáxias presas perto de um buraco negro supermassivo

Com o auxílio do Very Large Telescope (VLT) do ESO, os astrônomos descobriram seis galáxias perto de um buraco negro supermassivo quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos de idade.

© ESO/L. Calçada (seis galáxias perto de um buraco negro supermassivo)

Esta é a primeira vez que um tal grupo é observado tão cedo depois do Big Bang, o que nos ajuda a compreender melhor como é que os buracos negros supermassivos, um dos quais existe no centro da nossa Via Láctea, se formaram e se tornaram tão grandes tão depressa. Estas observações apoiam a teoria de que os buracos negros podem crescer rapidamente dentro de enormes estruturas em forma de teias, alimentando-se das enormes quantidades de gás aí existentes. 

As novas observações obtidas com o VLT revelaram as galáxias em torno do buraco negro supermassivo, todas elas situadas numa rede cósmica de gás que se estende a mais de 300 vezes o tamanho da Via Láctea. As galáxias permanecem e crescem onde os filamentos se cruzam e correntes de gás, disponíveis para alimentar tanto as galáxias como o buraco negro central supermassivo, podem fluir ao longo dos filamentos. 

A radiação emitida por esta enorme estrutura em teia, com o seu buraco negro de um bilhão de massas solares, viajou até nós desde uma época em que o Universo tinha apenas 0,9 bilhão de anos.

Os primeiros buracos negros, que se acredita terem se formado a partir do colapso das primeiras estrelas, devem ter crescido muito depressa para atingirem esta quantidade de massa durante pouco tempo. Os astrônomos têm se esforçado para explicar como quantidades suficientemente grandes de matéria poderiam estar disponíveis para permitir que estes objetos crescessem até tamanhos enormes em tão pouco tempo. A estrutura recém-descoberta oferece uma explicação provável: a “teia” e as galáxias no seu interior contêm gás suficiente para fornecer o combustível de que o buraco negro central precisa para se tornar rapidamente um gigante supermassivo.

Mas como é que estas enormes estruturas em forma de teia se formam inicialmente? Os astrônomos acreditam que os halos gigantes da misteriosa matéria escura sejam a chave. Acredita-se que estas enormes regiões de matéria invisível atraiam enormes quantidades de gás no Universo primitivo; juntos, o gás e a matéria escura invisível, formam estas estruturas do tipo de teias, onde galáxias e buracos negros podem evoluir. 

As galáxias agora detectadas são algumas das mais fracas que os atuais telescópios conseguem observar. Esta descoberta exigiu observações durante várias horas com os maiores telescópios ópticos disponíveis, incluindo o VLT. Com o auxílio dos instrumentos MUSE e FORS2 montados no VLT no Observatório do Paranal do ESO, no deserto chileno do Atacama, a equipe confirmou a ligação entre quatro das seis galáxias e o buraco negro. 

Estes resultados contribuem para compreendermos como é que buracos negros supermassivos e grandes estruturas cósmicas se formam e evoluem. O Extremely Large Telescope (ELT) do ESO, atualmente em construção no Chile, com os seus poderosos instrumentos será capaz de continuar este trabalho de pesquisa ao observar galáxias ainda mais fracas em torno de buracos negros supermassivos no Universo primordial.

Esta pesquisa foi publicada na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Cheops revela planeta extraterrestre extremo

A nova missão de exoplanetas da ESA, Cheops, encontrou um sistema planetário próximo que contém um dos planetas extrassolares mais quentes e extremos conhecidos até hoje.

© ESA (ilustração do exoplaneta WASP-189b e sua estrela)

A descoberta é a primeira da missão do Cheops (Characterising Exoplanet Satellite), lançado em dezembro de 2019, e foi projetado para observar estrelas próximas conhecidas por abrigar planetas. Ao medir de maneira extremamente precisa as mudanças nos níveis de luz provenientes destes sistemas à medida que os planetas orbitam as suas estrelas, Cheops pode, inicialmente, caracterizar estes planetas; e, por sua vez, aumentar a nossa compreensão de como estes se formam e evoluem. 

A nova descoberta diz respeito a um designado "Júpiter ultraquente" denominado WASP-189b. Júpiteres quentes, como o nome sugere, são planetas gasosos gigantes parecidos um pouco como Júpiter no nosso próprio Sistema Solar; no entanto, orbitam muito mais perto da sua estrela hospedeira e, portanto, são aquecidos a temperaturas extremas. 

O WASP-189b fica cerca de 20 vezes mais perto da sua estrela do que a Terra está do Sol, e completa uma órbita em apenas 2,7 dias. A sua estrela hospedeira é maior e 2.000 ºC mais quente do que o Sol e, portanto, parece ter um brilho azul. 

Primeiro, os astrônomos usaram Cheops para observar WASP-189b enquanto passava por trás da sua estrela hospedeira, ou seja, uma ocultação. Como o planeta é tão brilhante, ocorre uma queda perceptível na luz que é vista proveniente do sistema quando este sai de vista por um breve momento. Isto possibilitou medir o brilho do planeta e restringir a sua temperatura a uns escaldantes 3.200 ºC.

Isto torna WASP-189b um dos planetas mais quentes e extremos, e totalmente diferente de qualquer um dos planetas do Sistema Solar. Nestas temperaturas, até mesmo metais como o ferro derretem e se transformam em gás, tornando o planeta claramente inabitável. 

Em seguida, Cheops observou WASP-189b passando em frente da sua estrela, ou seja, um trânsito. Os trânsitos podem revelar muito sobre o tamanho, a forma e as características orbitais de um planeta. Isto era verdade para WASP-189b, que foi considerado maior do que se pensava, quase 1,6 vezes o raio de Júpiter. 

Notou-se que a estrela não é perfeitamente redonda, mas maior e mais fria no seu equador do que nos polos, fazendo com que os polos da estrela pareçam mais brilhantes. Está girando tão rápido que está sendo puxada para fora no seu equador! Somando-se a esta assimetria está o fato de que a órbita de WASP-189b é inclinada; não viaja ao redor do equador, mas passa perto dos polos da estrela." 

Ver esta órbita inclinada aumenta o mistério existente de como os Júpiteres se formam. Para um planeta ter uma órbita tão inclinada, deve ter sido formado mais para fora e depois empurrado para dentro. Acredita-se que isto aconteça quando vários planetas dentro de um sistema disputam uma posição ou quando uma influência externa, por exemplo, quando outra estrela perturba o sistema, empurrando gigantes gasosos em direção à sua estrela e em órbitas muito curtas que são altamente inclinadas.

Milhares de exoplanetas, a grande maioria sem análogos no nosso Sistema Solar, foram descobertos no último quarto de século, e muitos mais virão de pesquisas terrestres e missões espaciais atuais e futuras. 

Nos próximos anos, Cheops irá acompanhar centenas de planetas conhecidos que orbitam estrelas brilhantes, construindo e ampliando o que foi feito aqui para WASP-189b. A missão é a primeira de uma série de três missões científicas da ESA com foco na detecção e caracterização de exoplanetas: também tem um potencial significativo de descoberta, desde a identificação de alvos principais para missões futuras que irão sondar atmosferas exoplanetárias, até à busca de novos planetas e exoluas. 

Fonte: ESA

Par de estrelas massivas envoltas em vapor de água salgada

Usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), os astrônomos avistaram um par de enormes estrelas crescendo numa sopa cósmica salgada.

© ALMA (composição do binário protoestelar massivo IRAS 16547-4247)

Cada estrela está envolta por um disco gasoso, que inclui moléculas de cloreto de sódio e vapor de água aquecido. Ao analisar as emissões de rádio do sal e da água, foi descoberto que os discos estão girando em sentido contrário. Esta é a segunda detecção de sal em torno de estrelas jovens massivas, assinalando que o sal é um excelente marcador para explorar as redondezas imediatas de estrelas gigantes. A primeira detecção de cloreto de sódio foi em torno de Orion KL Source I.

Existem estrelas de muitas massas diferentes no Universo. As menores têm apenas um-décimo da massa do Sol, enquanto as maiores têm dez vezes ou mais a massa do Sol. Independentemente da massa, todas as estrelas formam-se em nuvens cósmicas de gás e poeira. Os astrônomos têm estudado avidamente a origem das estrelas; no entanto, o processo de formação estelar massiva permanece velado. Isto porque os locais de formação de estrelas massivas estão localizados mais longe da Terra, e nuvens enormes cercam estrelas jovens massivas com estruturas complicadas. 

Uma equipe de astrônomos liderados por Kei Tanaka do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) utilizou o poder do ALMA para investigar o ambiente onde estrelas massivas estão se formando. Observaram o jovem binário massivo IRAS 16547-4247. Detectou-se emissões de rádio de uma ampla variedade de moléculas. Particularmente, cloreto de sódio (NaCl) e água quente (H2O) estão associados perto de cada estrela, isto é, o disco circunstelar. Por outro lado, outras moléculas como cianeto de metila (CH3CN), que são observadas frequentemente em estudos anteriores de estrelas jovens massivas, foram detectadas mais longe, mas não traçam estruturas nas proximidades das estrelas.

Uma análise mais aprofundada dos discos mostra uma pista interessante para a origem do par. Se as estrelas nascem como gêmeas num grande disco gasoso comum, os discos giram naturalmente na mesma direção. A rotação contrária dos discos pode indicar que estas duas estrelas não são gêmeas reais, mas um par de estranhas que se formaram em nuvens separadas e emparelhadas posteriormente. As estrelas massivas quase sempre têm algumas companheiras e, portanto, é fundamental explorar a origem dos sistemas binários massivos. 

A presença de vapor de água aquecido e cloreto de sódio, liberados pela destruição de partículas de poeira, sugere uma natureza quente e dinâmica dos discos em torno de estrelas jovens massivas. Curiosamente, as investigações de meteoritos indicam que o disco do Sistema protossolar também sofreu altas temperaturas nas quais partículas de poeira evaporaram. Os astrônomos serão capazes de rastrear estas moléculas liberadas de partículas de poeira usando o Very Large Array (VLA) de próxima geração, atualmente em planejamento. A equipe prevê que pode até obter pistas para entender a origem do nosso Sistema Solar estudando discos quentes com cloreto de sódio e vapor de água. 

As estrelas IRAS 16547-4247 estão localizadas a 9.500 anos-luz de distância, na direção da constelação de Escorpião. A massa total das estrelas está estimada em 25 vezes a massa do Sol, rodeadas por uma nuvem gigantesca com uma massa de 10.000 sóis.

Fonte: ALMA Observatory

Uma exuberante galáxia espiral

Esta imagem impressionante do telescópio espacial Hubble apresenta a galáxia espiral NGC 5643 na constelação de Lupus (O Lobo).

© Hubble (NGC 5643)

Para ter esta aparência foram efetuadas trinta exposições diferentes, para um total de 9 horas de observação, junto com a alta resolução e clareza do telescópio espacial Hubble, foram necessárias para produzir uma imagem de alto nível de detalhes e beleza. 

A galáxia NGC 5643 está a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra e foi a anfitriã de um recente evento de supernova (não visível nesta última imagem). Esta supernova, a SN 2017cbv era um tipo específico em que uma anã branca rouba tanta massa de uma estrela companheira que ela se torna instável e explode. A explosão libera quantidades significativas de energia e ilumina esta parte da galáxia. 

 A observação foi proposta por Adam Riess, que recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2011 por suas contribuições para a descoberta da expansão acelerada do Universo, ao lado de Saul Perlmutter e Brian Schmidt.

Fonte: NASA

Um dos planetas mais improváveis da natureza

Uma equipe internacional de astrônomos, incluindo um grupo da Universidade de Warwick, descobriu o primeiro planeta "Netuno Ultra-Quente" em órbita da estrela próxima LTT 9779.

© R. Ramirez (ilustração do exoplaneta LTT 9779)

O exoplaneta orbita tão perto da sua estrela que o seu ano dura apenas 19 horas, o que significa que a radiação estelar aquece o planeta a mais de 1.700 graus Celsius. A estas temperaturas, os elementos pesados como o ferro podem ser ionizados na atmosfera e as moléculas desassociadas, fornecendo um laboratório único para estudar a química de planetas localizados além do nosso Sistema Solar. 

Embora o exoplaneta tenha o dobro da massa de Netuno, é também ligeiramente maior e tem uma densidade semelhante. Portanto, LTT 9779b deve ter um núcleo enorme com cerca de 28 massas terrestres e uma atmosfera que representa cerca de 9% da massa planetária total.

O sistema propriamente dito tem aproximadamente metade da idade do Sol, com 2 bilhões de anos, e dada a intensa radiação, não seria de esperar que um planeta parecido com Netuno mantivesse a sua atmosfera por tanto tempo, fornecendo um problema intrigante para resolver; como é que surgiu um sistema tão improvável.

O LTT 9779 é uma estrela parecida com o Sol localizada a uma distância de 260 anos-luz. É muito rica em metais, tendo na sua atmosfera o dobro do ferro do que o Sol. Este pode ser um indicador chave de que o planeta era originalmente um gigante gasoso muito maior, já que estes corpos se formam preferencialmente perto de estrelas com as maiores abundâncias de ferro. 

As indicações iniciais da existência do planeta foram feitas usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), como parte da sua missão para descobrir pequenos planetas em trânsito orbitando estrelas brilhantes e nas proximidades por todo o céu. Estes trânsitos são encontrados quando um planeta passa diretamente em frente da sua estrela hospedeira, bloqueando parte da luz estelar, e a quantidade de luz bloqueada revela o tamanho do companheiro. Mundos como estes, uma vez totalmente confirmados, podem permitir a análise de suas atmosferas, proporcionando uma compreensão mais profunda dos processos de formação e evolução planetária.

O sinal de trânsito foi rapidamente confirmado no início de novembro de 2018 como proveniente de um corpo de massa planetária, usando observações obtidas com o instrumento HARPS (High Accuracy Radial-velocity Planet Searcher), acoplado ao telescópio de 3,6 metros no Observatório de la Silla do ESO no norte do Chile. O HARPS usa o efeito Doppler para medir as massas de planetas e características orbitais como o período. Quando são encontrados objetos em trânsito, as medições Doppler podem ser organizadas para confirmar a natureza planetária de uma maneira eficiente. No caso de LTT 9779b, foi confirmada a existência do planeta após apenas uma semana de observações. 

A queda no brilho durante o trânsito é de apenas dois décimos de um por cento, e muito poucos telescópios são capazes de fazer medições tão precisas.

O LTT 9779b é de fato raro, existindo numa região esparsamente povoada do espaço paramétrico planetário. Os cálculos confirmaram que LTT 9779b deveria ter despojado a sua atmosfera através de um processo chamado fotoevaporação. Os intensos raios X e raios ultravioleta da jovem estrela terão aquecido a atmosfera superior do planeta e devem ter levado os gases atmosféricos para o espaço.

Os modelos de estrutura planetária reflete um planeta dominado por um núcleo gigante mas, crucialmente, deve haver duas a três massas terrestres de gás atmosférico. Mas se a estrela é tão velha, porque é que existe uma atmosfera sequer? Se LTT 9779b começou a vida como um gigante gasoso, então um processo chamado Fluxo do Lóbulo de Roche poderia ter transferido quantidades significativas de gás atmosférico para a estrela.

O Fluxo do Lóbulo de Roche é um processo pelo qual um planeta chega tão perto da sua estrela que a gravidade mais forte da estrela pode capturar as camadas externas do planeta, fazendo com que sejam transferidas para a estrela e, assim, diminuindo significativamente a massa do planeta. Os modelos preveem resultados semelhantes aos do sistema LTT 9779, mas também requerem alguns ajustes. 

Uma vez que o planeta parece ter uma atmosfera significativa e dado que orbita uma estrela relativamente brilhante, estudos futuros da atmosfera planetária podem desvendar alguns dos mistérios relacionados com a formação deste gênero de exoplanetas, como evoluem e os detalhes da sua composição.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University of Warwick

O anel em torno do buraco negro cintila

No centro da galáxia gigante Messier 87 esconde-se um buraco negro gigante.

© Colaboração EHT (animação da evolução do buraco negro da M87)

Animação que representa um ano de evolução de M87* de acordo com simulações numéricas. É mostrada a posição angular medida do lado brilhante do crescente, juntamente um anel com 42 microssegundos de arco. Para parte da animação, é vista a imagem obtida pelo Event Horizon Telescope (EHT). 

A equipe do EHT analisou os dados de arquivo de 2009 a 2013, alguns dos quais ainda não publicados. Os pesquisadores descobriram que a sombra em forma de anel em torno do buraco negro está sempre presente, mas muda de orientação e distribuição de brilho, o anel parece estar cintilando. A participação do telescópio europeu APEX, no Chile, e do telescópio IRAM de 30 metros no Pico Veleta, Sierra Nevada, tiveram um papel importante nesta descoberta.

"Os resultados anunciados em abril de 2019 mostram uma imagem da sombra de um buraco negro, consistindo num anel brilhante formado por plasma quente girando em torno do buraco negro em M87, e uma parte central escura, onde esperamos que esteja o horizonte de eventos," lembra Maciek Wielgus, astrônomo da Universidade de Harvard.

No entanto, estes resultados foram baseados apenas em observações realizadas ao longo de uma janela de tempo de uma semana em abril de 2017, que é demasiado pequena para ver se o anel está evoluindo em escalas de tempo mais longas. Mesmo após uma análise cuidadosa dos dados, permaneceram algumas questões em aberto no que se refere a estacionariedade das características do anel ao longo do tempo. Por este motivo, foi considerada uma análise de dados arquivados anteriores.  

As observações de 2009-2013 consistem de muito menos dados do que as realizadas em 2017, tornando difícil obter uma imagem de M87. Para os dados de arquivo disponíveis, a equipe do EHT usou modelagem estatística baseada em suposições geométricas para observar as mudanças na aparência do buraco negro em M87 (M87*) ao longo do tempo. 

Expandindo a análise às observações de 2009-2017, os cientistas mostraram que M87* atende às expetativas teóricas. O diâmetro da sombra do buraco negro permaneceu consistente com a previsão da teoria da relatividade geral de Einstein para um buraco negro com 6,5 bilhões de massas solares. A morfologia de um anel assimétrico persiste em escalas de tempo de vários anos, de uma maneira consistente que fornece confiança adicional sobre a natureza de M87* e sobre a origem da sua sombra.

Mas embora o diâmetro do anel permaneça constante ao longo do tempo, foi descoberto que os dados escondiam uma surpresa. Thomas Krichbaum, astrônomo do Instituto Max Planck para Radioastronomia, afirma: "A análise de dados sugere que a orientação e a estrutura final do anel variam com o tempo. Isto dá a primeira impressão da estrutura dinâmica do fluxo de acreção, que rodeia o horizonte de eventos. O estudo desta região será crucial para um melhor entendimento de como os buracos negros acretam matéria e lançam jatos relativísticos." 

O gás que cai num buraco negro aquece até bilhões de graus, ioniza-se e torna-se turbulento na presença de campos magnéticos. Dado que o fluxo de matéria é turbulento, o brilho do anel parece cintilar com o tempo, o que desafia alguns modelos teóricos de acreção. 

Os pesquisadores estão analisando os dados de 2018, e a preparando novas observações em 2021, com a adição de novos locais como o Observatório NOEMA na França, o radiotelescópio mais poderoso do seu tipo no hemisfério norte, e também os telescópios da Gronelândia e o Kitt Peak no estado norte-americano do Arizona. Os recursos aprimorados de imagem, fornecidos por este grupo maior, fornecerão uma visão mais detalhada da sombra do buraco negro M87* e do jato mais interno da radiogaláxia M87.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

VLBA faz primeira medição direta da distância até um magnetar

Usando o VLBA (Very Long Baseline Array), astrônomos fizeram a primeira medição geométrica direta da distância até um magnetar dentro da Via Láctea.

© NRAO/Sophia Dagnello (ilustração de um magnetar)

Esta medição pode ajudar a determinar se os magnetares são as fontes FRBs (Fast Radio Bursts) há muito misteriosas.

Os magnetares são uma variedade de estrelas de nêutrons, os remanescentes superdensos de estrelas massivas que explodiram como supernovas, com campos magnéticos extremamente fortes. Um campo magnético típico de um magnetar é um trilhão de vezes mais forte do que o campo magnético da Terra, tornando os magnetares os objetos mais magnéticos do Universo. Podem emitir fortes rajadas de raios X e raios gama, e recentemente tornaram-se candidatos principais para as fontes de FRBs. 

Um magnetar chamado XTE J1810-197, descoberto em 2003, foi o primeiro de apenas seis destes objetos encontrados emitindo pulsos de rádio. Fê-lo de 2003 a 2008, depois cessou por uma década. Em dezembro de 2018, retomou a emissão de brilhantes pulsos de rádio. 

Uma equipe de astrônomos usou o VLBA para observar regularmente XTE J1810-197 de janeiro a novembro de 2019, e novamente durante março e abril de 2020. Ao visualizarem o magnetar de lados opostos da órbita da Terra em torno do Sol, foram capazes de detectar uma ligeira mudança na sua posição aparente em relação a objetos de fundo muito mais distantes. Este efeito, chamado de paralaxe, permite que os astrônomos usem a geometria para calcular diretamente a distância ao objeto. 

"Esta é a primeira medição de paralaxe para um magnetar, e mostra que está entre os magnetares mais próximos conhecidos, cerca de 8.100 anos-luz, tornando-o um alvo principal para estudos futuros," disse Hao Ding, estudante da Universidade Swinburne de Tecnologia na Austrália. 

No dia 28 de abril, um magnetar diferente, chamado SGR 1935+2154, emitiu um breve surto de rádio que foi o mais forte já registado na Via Láctea. Embora não seja tão forte quanto as FRBs vindas de outras galáxias, esta explosão sugeriu aos astrônomos que os magnetares podiam gerar FRBs. 

As rajadas rápidas de rádio foram descobertas pela primeira vez em 2007. São muito energéticas e duram no máximo alguns milissegundos. A maioria veio de fora da Via Láctea. A sua origem permanece desconhecida, mas as suas características indicam que o ambiente extremo de um magnetar pode gerá-las. 

"Ter uma distância precisa até este magnetar significa que podemos calcular com precisão a força dos seus pulsos de rádio. Se emitir algo semelhante a uma FRB, saberemos quão forte é este pulso," disse Adam Deller, também da Universidade Swinburne. "As FRBs variam na sua força, de modo que gostaríamos de saber se um pulso magnetar chega perto ou se sobrepõe à força das FRBs conhecidas," acrescentou. 

"A chave para responder a esta questão será obter mais medições de distâncias para outros magnetares, para que possamos expandir a nossa amostra e obter mais dados. O VLBA é a ferramenta ideal para fazer isto," disse Walter Brisken, do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). 

Além disso, "sabemos que os pulsares, como o da famosa Nebulosa do Caranguejo, emitem 'pulsos gigantes', muito mais fortes do que os normais. A determinação das distâncias destes magnetares vai ajudar-nos a entender este fenômeno, e a aprender se talvez as FRBs sejam o exemplo mais extremo de pulsos gigantes," disse Ding. 

O objetivo final é determinar o mecanismo exato que produz as rajadas rápidas de rádio.

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

Fonte: National Radio Astronomy Observatory

Mapeando os ventos estelares

O projeto de grande escala ATOMIUM em andamento está sendo conduzido em colaboração com o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), localizado no Chile.

© ALMA (estrela R Aquilae)

O projeto pretende mapear os ventos estelares "soprados" por uma dúzia de estrelas gigantes vermelhas, um objetivo ambicioso apenas possível graças à resolução atingida pelo ALMA. Esperava-se que estes ventos estelares, que às vezes são milhões de vezes mais intensos do que os lançados pelo nosso Sol, fossem esféricos, tal como as estrelas progenitoras que lhes dão origem. 

No entanto, os pesquisadores não observam ventos estelares esféricos, sendo que por vezes estes ventos se apresentam com formas muito diferentes. Tal como mostra esta imagem, os ventos em torno da estrela R Aquilae, a equipe descobriu que em todas as estrelas observadas os ventos estelares não são esféricos, mas apresentam muitas formas diferentes, incluindo algumas que se assemelham às delicadas pétalas de uma rosa. Estes padrões observados nos ventos estelares se parecem muito com os que vemos em nebulosas planetárias. 

A equipe de pesquisa, liderada por Leen Decin da KULeuven, na Bélgica, aponta o processo conhecido por interação binária como responsável pela forma observada nos ventos estelares soprados pelas estrelas gigantes vermelhas. Como o nome sugere, a interação binária envolve dois objetos. A teoria nos diz que a forma dos ventos estelares se deve à influência de outra estrela ou planeta gigante. Os ventos estelares são os precursores das nebulosas planetárias e a aparente semelhança entre as suas estruturas indica que a física que molda os ventos estelares molda também as nebulosas planetárias, mostrando assim que a interação binária é o agente chave para esculpir as morfologias das nebulosas planetárias.

Fonte: ESO

Excedente de matéria escura

Descansando na cauda da Ursa Maior, na constelação da Ursa Maior, está NGC 5585, uma galáxia espiral que é mais do que parece.

© Hubble (NGC 5585)

As muitas estrelas e nuvens de poeira e gás que constituem a NGC 5585, mostrada aqui nesta imagem do Hubble, contribuem com apenas uma pequena fração da massa total da galáxia. Como em muitas galáxias, essa discrepância pode ser explicada pela presença abundante, embora aparentemente invisível, de matéria escura. 

O disco estelar da galáxia estende-se por mais de 35.000 anos-luz. Quando comparada com galáxias de forma e tamanho semelhantes, NGC 5585 se destaca por ter uma composição notavelmente diferente: Contribuindo para a massa total da galáxia, ela contém uma proporção muito maior de matéria escura. 

Pontos quentes de formação de estrelas podem ser vistos ao longo dos fracos braços espirais da galáxia. Essas regiões brilham em um azul brilhante, contrastando de forma impressionante com o fundo sempre preto do espaço.

Fonte: NASA

Primeiro planeta "sobrevivente" que orbita uma anã branca

Astrônomos, usando o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e o aposentado telescópio espacial Spitzer da NASA, relataram o que pode ser o primeiro planeta intacto encontrado orbitando perto de uma anã branca, o denso remanescente de uma estrela parecida com o Sol, apenas 40% maior do que a Terra.

© Goddard Space Flight Center (ilustração de exoplaneta orbitando anã branca)

O objeto do tamanho de Júpiter, de nome WD 1856 b, é cerca de sete vezes maior do que a anã branca, chamada WD 1856+534. Orbita este remanescente estelar a cada 34 horas, mais de 60 vezes mais depressa do que Mercúrio orbita o nosso Sol. 

O processo de criação da anã branca destrói os planetas próximos, e qualquer coisa que depois chegue demasiado perto é dilacerada pela imensa gravidade da estrela.

O TESS monitora grandes áreas do céu, chamadas setores, durante quase um mês de cada vez. Este longo olhar permite que o satélite encontre exoplanetas, ou mundos para lá do nosso Sistema Solar, captando as mudanças no brilho estelar provocadas pela passagem de um planeta em frente da estrela, fenômeno denominado trânsito.

O satélite avistou WD 1856 b a cerca de 80 anos-luz de distância na direção da constelação de Dragão. Orbita uma anã fria e silenciosa que tem aproximadamente 18.000 km de diâmetro, pode ter até 10 bilhões de anos e é um membro distante de um sistema estelar triplo. 

Quando uma estrela semelhante ao Sol fica sem combustível, aumenta centenas a milhares de vezes o seu tamanho original, formando uma estrela gigante vermelha mais fria. Eventualmente, ejeta as suas camadas externas de gás, perdendo até 80% da sua massa. O núcleo quente restante torna-se uma anã branca. Quaisquer objetos próximos são tipicamente engolidos e incinerados durante este processo, que neste sistema teria incluído WD 1856 b na sua órbita atual. 

Os pesquisadores estimam que o possível planeta deve ter tido origem pelo menos 50 vezes mais longe da sua posição atual. Sabe-se que depois do nascimento das anãs brancas, objetos pequenos e distantes como asteroides e cometas podem espalhar-se para dentro em direção a estas estrelas. Geralmente são separados pela forte gravidade de uma anã branca e transformam-se num disco de detritos.

A equipa sugere vários cenários que poderiam ter empurrado WD 1856 b para uma órbita ao redor da anã branca. O caso mais provável envolve vários outros corpos do tamanho de Júpiter perto da órbita original de WD 1856 b. A influência gravitacional de objetos tão grandes pode facilmente permitir a instabilidade necessária para empurrar um planeta para dentro.

Outros cenários possíveis envolvem a atração gravitacional gradual das outras duas estrelas do sistema, as anãs vermelhas G229-20 A e B, ao longo de bilhões de anos e uma passagem rasante de uma estrela rebelde perturbando o sistema.

Objetos do tamanho de Júpiter podem ocupar uma grande variedade de massas, de planetas apenas algumas vezes mais massivos do que a Terra até estrelas de baixa massa com milhares de vezes a massa da Terra. Outras são anãs marrons, que se situam na linha entre planetas e estrelas. Normalmente, os cientistas recorrem às observações de velocidade radial para medir a massa de um objeto, que pode sugerir a sua composição e natureza. Este método funciona estudando como um objeto em órbita puxa a sua estrela e altera a cor da sua luz. Mas, neste caso, a anã branca é tão velha que a sua luz se tornou demasiado fraca e com tão poucas características para detectar mudanças perceptíveis.

Quando os pesquisadores compararam os dados no infravermelho do telescópio espacial Spitzer com observações de trânsito no visível obtidas com o GTC (Gran Telescopio Canarias), Espanha, não viram nenhuma diferença discernível. Isto, em combinação com a idade da estrela e outras informações sobre o sistema, levou-os a concluir que WD 1856 b é provavelmente um planeta com não mais do que 14 vezes o tamanho de Júpiter.

Atualmente não há evidências que sugerem a existência de outros exoplanetas no sistema, mas é possível que existam planetas adicionais que ainda não foram detectados. Estes podem ter órbitas que excedem o tempo durante o qual o TESS observa um setor ou podem estar inclinados de tal maneira que não são propícios a provocar trânsitos estelares do ponto de vista da Terra. A anã branca também é tão pequena que a possibilidade de captar trânsitos de planetas mais distantes no sistema é muito baixa.

Um artigo sobre o sistema foi publicado na revista Nature. Os resultados dos cálculos foram publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Instituto de Astrofísica de Canarias

Procurando fósforo estelar em exoplanetas potencialmente habitáveis

Uma cientista do SwRI (Southwest Research Institute) identificou o fósforo estelar como um provável marcador na busca por vida no cosmos.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de exoplaneta ao redor de sua estrela)

Ela desenvolveu técnicas para identificar estrelas suscetíveis de hospedar exoplanetas, com base na composição de estrelas que se sabe terem planetas, e propõe que os próximos estudos visem o fósforo estelar para encontrar sistemas com maior probabilidade de abrigar vida como a conhecemos.

"Ao procurar exoplanetas e ao tentar ver se são habitáveis, é importante que um planeta esteja 'vivo' com ciclos ativos, vulcões e placas tectônicas," disse a astrofísica planetária Natalie Hinkel do SwRI.

O fósforo é vital para toda a vida na Terra. É essencial para a criação do ADN, das membranas celulares, ossos e dentes em pessoas e animais, e até mesmo para o microbioma do plâncton do mar.

A determinação das proporções elementares para ecossistemas exoplanetários ainda não é possível, mas geralmente assume-se que os planetas têm composições semelhantes às das suas estrelas hospedeiras. Os cientistas podem medir espectroscopicamente a abundância de elementos numa estrela, estudando como a luz interage com os elementos nas camadas superiores de uma estrela. Usando estes dados, é possível inferir do que são feitos os planetas em órbita de uma estrela, usando a composição estelar como um substituto para os seus planetas. 

Na Terra, os elementos fundamentais da biologia são o carbono, hidrogênio, nitrogênio, oxigênio, fósforo e enxofre. Nos oceanos de hoje, o fósforo é considerado o último nutriente limitante para a vida, pois é o elemento químico menos disponível necessário para as reações bioquímicas. 

Hinkel usou o Catálogo Hypatia, uma base de dados estelares publicamente disponível que ela própria desenvolveu, para avaliar e comparar as proporções de abundância do carbono, do nitrogênio, silício e fósforo de estrelas próximas com aquelas do plâncton marinho médio, da crosta terrestre, bem como do silicato em massa na Terra e em Marte.

"Mas existem tão poucos dados da abundância estelar do fósforo," disse Hinkel. "Os dados do fósforo existem para apenas cerca de 1% das estrelas. Isto torna realmente difícil descobrir quaisquer tendências claras entre as estrelas, muito menos o papel do fósforo na evolução de um exoplaneta." 

Não é que as estrelas tenham necessariamente fósforo em falta, mas é difícil medir o elemento porque é detectado numa região do espectro normalmente não observada: no limite dos comprimentos de onda óptico (visível) e da luz infravermelha. A maioria dos estudos espectroscópicos não estão ajustados para encontrar elementos nesta região estreita. 

"O nosso Sol tem uma quantidade relativamente alta de fósforo e a biologia da Terra requer uma pequena, mas perceptível, quantidade de fósforo," continuou Hinkel. "Então, em planetas rochosos que se formam em torno de estrelas hospedeiras com menos fósforo, é provável que este elemento não esteja disponível para a potencial vida à superfície desse planeta. Portanto, pedimos que a comunidade de abundância estelar faça das observações do fósforo uma prioridade em estudos futuros e projetos de telescópios." 

Seguindo em frente, estas descobertas podem revolucionar as seleções de estrelas favoráveis para investigações futuras e definir a função que os elementos desempenham na detecção, formação e habitabilidade dos exoplanetas.

Um artigo foi publicado na revista The Astrophysical Research Letters.

Fonte: Southwest Research Institute