Revelado: O mais jovem exoplaneta em trânsito já detectado

Uma estrela passageira pode ter deformado um véu de poeira para expor o planeta embrionário.

© Springer Nature (exoplaneta TIDYE-1b)

Acredita-se que os planetas se formam dentro de discos de poeira e gás que circundam estrelas recém-nascidas. Mas esse ambiente nublado tende a proteger os planetas em desenvolvimento da vista, impedindo que os astrônomos observem sua formação diretamente.

Agora, por um golpe de sorte, um planeta ainda em formação foi detectado no início de seu processo de nascimento, graças ao que pode ter sido um encontro casual com uma estrela passageira que virou parte do disco de obscuridade para fora do caminho, expondo o planeta bebê. 

Anteriormente, o planeta mais jovem já detectado pelo método de trânsito, no qual o escurecimento da luz de uma estrela é medido quando um planeta cruza na frente dela, tinha cerca de 10 milhões de anos, tempo suficiente para a maior parte do disco empoeirado ter desaparecido. O novo planeta, catalogado como IRAS 04125+2902 b, tem apenas cerca de 3 milhões de anos. Sua estrela hospedeira ainda ostenta um grande disco de poeira externo, mas um que foi virado para ficar quase perpendicular a um disco interno esparso e à órbita do planeta recém-descoberto.

Como estrelas e planetas se formam a partir desses discos de matéria em colapso, e todo esse material deve estar no mesmo "ambiente tipo panqueca", esse disco bloquearia as observações da estrela. Mas descobriu-se que ao redor dessa estrela em particular, o disco externo por algum motivo se deformou e criou essa janela para a estrela que nos permitiu descobrir o planeta. 

Até agora, não estava claro que os planetas poderiam se formar tão rapidamente após o nascimento de sua estrela hospedeira. A Terra, por exemplo, levou algo entre 10 e 20 milhões de anos para se formar no disco natal do Sol. A estrela em si, IRAS 04125+2902, é parte de um sistema binário amplamente separado a cerca de 520 anos-luz de distância em Touro. 

A princípio, pensou-se que a atração da estrela companheira poderia ter sido responsável pela deformação do disco. Mas isso foi descartado, porque a estrela secundária acabou orbitando a primária no mesmo plano que o planeta recém-descoberto e o disco interno.

Essa descoberta foi feita com o Transiting Exoplanet Survey Satellite da NASA, ou TESS. Lançado em 2018 e liderado por astrônomos do Massachusetts Institute of Technology (MIT) e do Center for Astrophysics (CfA) do Harvard & Smithsonian, o TESS realiza uma pesquisa de todo o céu a cada dois anos desde então. Ele observou milhares de estrelas ao mesmo tempo para detectar o leve escurecimento de sua luz causado quando um planeta, em uma órbita que por acaso é de ponta, visto da Terra, passa na frente dela. Até agora, o TESS foi responsável pela descoberta de pelo menos 410 exoplanetas confirmados. 

Foram usados vários métodos para confirmar que o objeto detectado era de fato um planeta, como medir o grau de escurecimento em diferentes comprimentos de onda de luz. Se o objeto em trânsito fosse uma estrela em vez de um planeta, deveria haver variações no escurecimento em diferentes comprimentos de onda, porque a própria luz da estrela em trânsito estaria contribuindo para a mistura, mas nenhuma dessas variações foi encontrada. 

O planeta orbita sua estrela a cada 8,83 dias. O exoplaneta IRAS 04125+2902 b  foi apelidado de TIDYE-1b, uma referência à pesquisa TESS Investigation – Demographics of Young Exoplanets (TI-DYE), que agora acumulou sua primeira descoberta. 

O planeta é especialmente interessante porque pode cair em uma categoria intermediária entre planetas do tamanho de Netuno e mundos rochosos do tamanho da Terra. Esta categoria de sub-Netunos ou super-Terras é, na verdade, a classe de planetas mais comumente encontrada ao redor de outras estrelas. Estranhamente, não há planetas dessa faixa de tamanho em nosso Sistema Solar, então os detalhes de sua composição e formação permanecem relativamente desconhecidos.

O novo planeta tem cerca de 96% do diâmetro de Júpiter, mas menos de 30% da massa de Júpiter. A equipe concluiu que ele pode estar perdendo massa e pode acabar como uma super-Terra, tornando-se um objeto particularmente interessante para estudar. Ele pode ser potencialmente um alvo para observações do telescópio espacial James Webb, que pode fornecer dados espectroscópicos para revelar a composição do planeta e também ajudar a restringir a massa com mais precisão.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Sky & Telescope

Anã branca e estrela da sequência principal em aglomerados abertos

Uma equipe de astrônomos descobriu a primeira população de candidatos a binários estelares compostos por uma anã branca e por uma estrela da sequência principal em aglomerados abertos.

© ALMA (sistema estelar HD 101584)

Esta descoberta ajudará a relacionar os estados inicial e final dos sistemas estelares binários, o que ajudará a informar os modelos de formação estelar, a evolução química da nossa Galáxia e até a maneira como a maioria dos elementos da tabela periódica foram criados. 

O estudo foi possível graças à utilização da aprendizagem de máquina para analisar dados provenientes de três fontes principais: a missão Gaia da ESA, um telescópio espacial que estudou mais de um bilhão de estrelas na Via Láctea, e observações dos levantamentos 2MASS e Pan-STARRS1. Este conjunto de dados, quando combinados, permitiu à equipe procurar novos binários em aglomerados com características semelhantes às dos pares conhecidos de anãs brancas e estrelas da sequência principal. 

A maioria das estrelas encontra-se agrupada em sistemas binários, ou seja, pares de estrelas que orbitam em torno de um centro de gravidade comum. De fato, quase metade de todas as estrelas semelhantes ao nosso Sol têm pelo menos uma estrela companheira. Estas estrelas emparelhadas diferem geralmente em tamanho, sendo uma estrela frequentemente mais massiva do que a outra. 

As estrelas mais massivas tendem a ter vidas mais curtas e a passar pelas fases de evolução estelar muito mais rapidamente do que as suas companheiras de menor massa. A fase principal da evolução de uma estrela é designada por fase da "sequência principal". É nesta fase que o hidrogênio está sendo fundido em hélio no núcleo da estrela. O nosso Sol é atualmente uma estrela da sequência principal, tal como cerca de 90 por cento das estrelas do Universo. Na fase em que uma estrela se aproxima do fim da sua vida, expande-se para centenas ou milhares de vezes o seu tamanho original durante a fase de gigante vermelha ou ramo assintótico das gigantes". 

Em sistemas binários íntimos, esta expansão é tão dramática que as camadas exteriores da estrela moribunda podem, por vezes, engolir completamente a sua companheira. Esta é a fase do "envelope comum", pois ambas as estrelas ficam envoltas no mesmo material. Esta fase de envelope comum e a forma como as estrelas espiralam juntas durante este período crítico continua sendo um dos maiores mistérios da astrofísica. Os cientistas ainda têm dificuldade em compreender como é que esta interação afeta a evolução subsequente das estrelas. 

Embora estes tipos de sistemas binários devessem ser muito comuns, têm sido difíceis de encontrar, com apenas dois candidatos confirmados em aglomerados antes desta investigação, que tem o potencial de aumentar este número para 52 binários em 38 aglomerados estelares. Uma vez que se pensa que as estrelas destes aglomerados se formaram todas ao mesmo tempo, encontrar estes binários em aglomerados abertos permite determinar a idade dos sistemas e traçar a sua evolução completa desde antes das condições de envelope comum até aos binários observados na sua fase pós-envelope comum.

Os binários que contêm objetos compactos são também os progenitores de um tipo de explosão estelar extrema chamada supernova de Tipo Ia e o tipo de fusão que cria ondas gravitacionais, ou seja, ondulações no espaço-tempo que podem ser detectadas por instrumentos como o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). À medida que a equipe utiliza os dados dos telescópios Gemini, Keck e Magellan para confirmar e medir as propriedades destes binários, este catálogo acabará fornecendo detalhes dos muitos fenômenos transientes e elusivos do nosso Universo.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Toronto

A primeira imagem de uma estrela fora da Via Láctea

Pela primeira vez, foi obtida uma imagem de grande plano de uma estrela moribunda numa galáxia fora da Via Láctea.

© ESO / VLTI (estrela WOH G64)

A estrela WOH G64 situa-se a uns impressionantes 160.000 anos-luz de distância da Terra, mas ainda assim foi possível obter-se uma imagem sua extremamente nítida, graças à elevada resolução atingida pelo Interferômetro do Very Large Telescope (VLTI), do Observatório Europeu do Sul (ESO). 

As novas observações revelam que esta estrela se encontra expelindo gás e poeira, estando nas últimas fases de vida antes de explodir sob a forma de supernova. Foi descoberto um casulo em forma de ovo rodeando a estrela. 

Embora os astrônomos tenham obtido cerca de várias dezenas de imagens de grande plano de estrelas na nossa Galáxia, revelando assim as suas propriedades, existem inúmeras estrelas em outras galáxias tão distantes que observá-las em pormenor tem-se revelado extremamente difícil, pelo menos até agora. 

A estrela recentemente observada, WOH G64, situa-se na Grande Nuvem de Magalhães, uma das galáxias anãs que orbitam a Via Láctea, e os astrônomos sabem da sua existência desde há décadas. Com um tamanho de cerca de duas mil vezes superior ao do nosso Sol, a WOH G64 está classificada como uma estrela supergigante vermelha. 

Em 2005 e 2007, os pesquisadores utilizaram o VLTI no deserto chileno do Atacama, para aprender mais sobre as caraterísticas da estrela, tendo continuado a estudá-la nos anos seguintes. No entanto, obter uma imagem real da estrela revelava-se difícil. Com o desenvolvimento de um dos instrumentos de segunda geração do VLTI, o GRAVITY, surgiu a oportunidade de obter uma imagem desta estrela. Ao comparar os novos resultados com observações anteriores da WOH G64, os pesquisadores ficaram surpreendidos ao descobrir que a estrela se foi tornando cada vez mais tênue ao longo da última década.

Na fase final da sua vida, as supergigantes vermelhas como a WOH G64 liberam as suas camadas exteriores de gás e poeira, num processo que pode durar milhares de anos. Esta estrela é uma das mais extremas do seu gênero e qualquer mudança drástica pode aproximá-la de um fim explosivo. A equipe pensa que este material perdido pode ser igualmente responsável pelo escurecimento da estrela e pela forma incomum apresentada pelo casulo de poeira que a rodeia. A nova imagem mostra que o casulo está esticado, o que surpreendeu os cientistas, que esperavam uma forma diferente com base em observações anteriores e modelos de computador. 

Acredita-se que a forma em ovo do casulo pode ser explicada pela ejeção das camadas exteriores da estrela ou pela influência de uma estrela companheira ainda por descobrir. À medida que a WOH G64 se torna cada vez mais tênue, obter outras imagens de grande plano é cada vez mais difícil, mesmo com o VLTI. No entanto, as atualizações planejadas para a instrumentação do telescópio, como o futuro GRAVITY+, prometem mudar isto em breve.

Este trabalho foi descrito num artigo publicado no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: ESO

Buracos negros monstruosos que dilaceram uma nuvem de gás

Cientistas, recorrendo a observações do Observatório Neil Gehrels Swift da NASA descobriram, pela primeira vez, o sinal de um par de buracos negros monstruosos perturbando uma nuvem de gás no centro de uma galáxia.

© NASA (par de buracos rodopiam numa nuvem de gás)

Trata-se de um acontecimento muito estranho, chamado AT 2021hdr, que se repete de poucos em poucos meses. Pensa-se que uma nuvem de gás envolveu os buracos negros. À medida que se orbitam um ao outro, os buracos negros interagem com a nuvem, perturbando e consumindo o seu gás. Isto produz um padrão de oscilação na luz do sistema.

A dupla de buracos negros encontra-se no centro de uma galáxia chamada 2MASX J21240027+3409114, situada a um bilhão de anos-luz de distância, na direção da constelação setentrional de Cisne. O par está separado por cerca de 26 bilhões de quilômetros, suficientemente perto para que a luz demore apenas um dia para viajar entre eles. Em conjunto, contêm 40 milhões de vezes a massa do Sol. Os cientistas estimam que os buracos negros completam uma órbita a cada 130 dias e que irão colidir e fundir-se dentro de aproximadamente 70.000 anos. 

O AT 2021hdr foi detectado pela primeira vez em março de 2021 pelo ZTF (Zwicky Transient Facility), liderado pelo Caltech, no Observatório de Palomar, no estado norte-americano da Califórnia. Foi assinalado como uma fonte potencialmente interessante pelo ALeRCE (Automatic Learning for the Rapid Classification of Events). 

Esta equipe multidisciplinar combina ferramentas de inteligência artificial com conhecimentos humanos para comunicar eventos no céu noturno à comunidade astronômica, utilizando a vasta quantidade de dados recolhidos por programas de pesquisa como o ZTF. 

Desde a primeira erupção que o ZTF tem detectado surtos a cada 60 a 90 dias. O Swift ajudou a determinar que o binário produz oscilações no ultravioleta e em raios X nas mesmas escalas de tempo em que o ZTF as vê na gama do visível. 

Os pesquisadores realizaram uma eliminação de diferentes modelos para explicar o que viram nos dados. Inicialmente, pensaram que o sinal podia ser o subproduto da atividade normal no centro galáctico. Depois consideraram a hipótese de um evento de perturbação de marés, a destruição de uma estrela que se aproximou demasiado de um dos buracos negros, poder ser a causa. Por fim, decidiram-se por outra possibilidade, a perturbação de maré de uma nuvem de gás, maior do que o próprio binário. 

Quando a nuvem encontrou os buracos negros, a gravidade rasgou-a, formando filamentos em volta do par e o atrito começou a aquecê-la. O gás tornou-se particularmente denso e quente perto dos buracos negros. À medida que o binário orbita, a complexa interação de forças ejeta parte do gás do sistema em cada rotação. Estas interações produzem a luz flutuante que o Swift e o ZTF observam. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: NASA

Estudo examina os efeitos das marés nos interiores de planetas e luas

Cientistas apoiados pela NASA desenvolveram um novo método para calcular a forma como as marés afetam os interiores de planetas e luas.

© NASA (animação da lua Europa em torno de Júpiter)

Nesta animação, Europa é vista em corte ao longo de dois ciclos da sua órbita de 3,5 dias em torno do planeta gigante Júpiter. Tal como a Terra, pensa-se que Europa tem um núcleo de ferro, um manto rochoso e um oceano de água salgada. Ao contrário da Terra, no entanto, este oceano é suficientemente profundo para cobrir toda a lua e, estando longe do Sol, a superfície do oceano está globalmente congelada. 

A órbita de Europa é excêntrica, o que significa que, à medida que viaja em volta de Júpiter, grandes marés, criadas por Júpiter, sobem e descem. A posição de Júpiter em relação a Europa também é vista vibrando, ou oscilando, com o mesmo período. Este movimento das marés provoca um aquecimento por atrito dentro de Europa, da mesma forma que um clip de papel dobrado para trás e para a frente pode ficar quente ao toque, como ilustrado pelo brilho vermelho no interior do manto rochoso de Europa e na parte inferior e mais quente da sua concha de gelo. Este aquecimento provocado pelas marés é o que mantém o oceano de Europa líquido e pode revelar-se crítico para a sobrevivência de organismos simples no interior do oceano, caso existam. O planeta gigante Júpiter está agora girando de oeste para leste, embora mais lentamente do que o seu ritmo real.

É importante salientar que o novo estudo analisa os efeitos das marés em objetos que não têm uma estrutura interior perfeitamente esférica, o que é um pressuposto da maioria dos modelos anteriores. 

As marés referem-se às deformações sofridas pelos corpos celestes quando interagem gravitacionalmente com outros objetos. Nota-se na forma como a poderosa gravidade de Júpiter puxa a sua lua Europa. Como a órbita de Europa não é circular, a pressão da gravidade de Júpiter sobre a lua varia à medida que esta viaja ao longo da sua órbita. Quando Europa está mais próxima de Júpiter, a gravidade do planeta é mais evidente. 

A energia desta deformação é o que aquece o interior de Europa, permitindo a existência de um oceano de água líquida sob a superfície gelada da lua. O mesmo se passa com a lua de Saturno, Encélado, que possui uma concha de gelo que se espera ser muito mais não-esfericamente simétrica do que a de Europa. 

As marés sofridas pelos corpos celestes podem afetar a forma como os mundos evoluem ao longo do tempo e, em casos como Europa e Encélado, a sua potencial habitabilidade para a vida tal como a conhecemos. 

O novo estudo fornece um meio para estimar com maior precisão a forma como as forças de maré afetam os interiores dos planetas. A pesquisa também discute a forma como os resultados do estudo podem ajudar os cientistas a interpretar as observações efetuadas por missões a uma variedade de mundos diferentes, desde Mercúrio, à Lua e aos planetas exteriores do nosso Sistema Solar.

Um artigo foi publicado no periódico The Planetary Science Journal.

Fonte: NASA

Galáxias emaranhadas em Coma Berenices

O telescópio espacial Hubble apresenta uma joia no cabelo da rainha, uma galáxia espiral na constelação Coma Berenices, nomeada em homenagem ao cabelo da histórica rainha egípcia.

© Hubble (par de galáxias MCG+05-31-045)

No entanto, essa galáxia é apenas uma das muitas conhecidas nesta constelação. Essa nova imagem retrata o emaranhado cósmico que é MCG+05-31-045, um par de galáxias interagindo, localizadas a 390 milhões de anos-luz de distância numa parte do aglomerado de galáxias Coma. 

O aglomerado Coma é particularmente rico contendo mais de mil galáxias conhecidas. Várias podem ser facilmente vistas com telescópios amadores. A maioria delas são galáxias elípticas, e isso é típico de um aglomerado denso de galáxias. Muitas galáxias elípticas são formadas em encontros próximos entre galáxias que as agitam, ou mesmo colisões que as separam. 

Enquanto as estrelas nas galáxias em interação podem permanecer juntas, o gás nas galáxias apresenta um aspecto diferente, ele é torcido e comprimido por forças gravitacionais e rapidamente usado para formar novas estrelas. Quando as estrelas quentes, massivas e azuis morrem, resta pouco gás para substituí-las por novas gerações de estrelas jovens. 

Para galáxias espirais em interação, as órbitas regulares que produzem seus impressionantes braços espirais também são interrompidas. Seja por meio de fusões ou por acidentes, o resultado é uma galáxia quase desprovida de gás, com estrelas envelhecidas orbitando em círculos descoordenados: uma galáxia elíptica. 

É muito provável que um destino semelhante aconteça com MCG+05-31-045. À medida que a galáxia espiral menor é dilacerada e integrada à galáxia maior, muitas estrelas novas se formarão, e as quentes e azuis queimarão rapidamente, deixando estrelas mais frias e vermelhas para trás em uma galáxia elíptica muito parecida com as outras no aglomerado Coma. Mas esse processo não estará completo por muitos milhões de anos, até lá, a Rainha Berenice II terá que sofrer com os nós em seu cabelo!

Fonte: ESA

Um buraco negro que mais depressa se alimenta no Universo primitivo

Usando dados do James Webb Space Telescope (JWST) e do Observatório de raios X Chandra da NASA, astrônomos do National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory (NOIRLab) descobriram um buraco negro supermassivo no centro de uma galáxia, apenas 1,5 bilhões de anos após o Big Bang, que está consumindo matéria a um ritmo fenomenal, mais de 40 vezes o limite teórico.

© NOIRLab (buraco negro emitindo poderosos fluxos de gás)

Embora de curta duração, o "festim" deste buraco negro pode ajudar a explicar como é que os buracos negros supermassivos cresceram tão rapidamente no Universo primitivo. 

Os buracos negros supermassivos encontram-se no centro da maioria das galáxias e os telescópios modernos continuam a observá-los em momentos surpreendentemente precoces da evolução do Universo. É difícil compreender como é que estes buracos negros foram capazes de crescer tão depressa. Mas com a descoberta de um buraco negro supermassivo de baixa massa que se alimenta de matéria a uma velocidade extrema, os astrônomos têm agora novos e valiosos conhecimentos sobre os mecanismos dos buracos negros de crescimento rápido no Universo primitivo.

O buraco negro LID-568 foi descoberto numa população de galáxias muito brilhante na parte de raios X do espectro, mas é invisível no óptico e no infravermelho próximo. A sensibilidade única do JWST ao infravermelho permite-lhe detectar estas fracas emissões homólogas. LID-568 destacou-se na amostra devido à sua intensa emissão de raios X, mas a sua posição exata não podia ser determinada apenas a partir das observações de raios X, o que suscitava preocupações quanto à correta posição do alvo no campo de visão do Webb. Assim, em vez de usar a espectroscopia tradicional, foi empregado o espectrógrafo de campo integral do instrumento NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph). Este instrumento pode obter um espectro para cada pixel no seu campo de visão, em vez de estar limitado a um campo estreito. 

O NIRSpec do JWST permitiu obter uma visão completa do seu alvo e da região circundante, levando à descoberta inesperada de poderosos fluxos de gás em torno do buraco negro central. A velocidade e a dimensão destes fluxos levaram a equipe a inferir que uma fração substancial do crescimento massivo de LID-568 pode ter ocorrido num único episódio de acreção rápida. Ele parece estar se alimentando de matéria a um ritmo 40 vezes superior ao seu limite de Eddington. Este limite está relacionado com a luminosidade máxima que um buraco negro pode atingir, bem como com a rapidez com que pode absorver matéria, de modo a que a sua força gravitacional interna e a pressão externa gerada pelo calor da matéria comprimida e em queda permaneçam em equilíbrio. 

Estes resultados fornecem novos conhecimentos sobre a formação de buracos negros supermassivos a partir de "sementes" de buracos negros menores, que as teorias atuais sugerem que resultam ou da morte das primeiras estrelas do Universo (sementes leves) ou do colapso direto de nuvens de gás (sementes pesadas). Até agora, estas teorias careciam de confirmação observacional. 

A descoberta de LID-568 mostra também que é possível que um buraco negro ultrapasse o seu limite de Eddington e fornece a primeira oportunidade para os astrônomos estudarem como isto acontece. É possível que os poderosos fluxos observados no buraco negro LID-568 possam estar atuando como uma válvula de escape para o excesso de energia gerado pela acreção extrema, evitando que o sistema se torne demasiado instável.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Explorando complexidades da estrela R Aquarii

O telescópio espacial Hubble forneceu uma visão dramática e colorida de perto de uma das estrelas mais turbulentas da nossa galáxia, tecendo um enorme padrão espiral entre as estrelas.

© Hubble (R Aquarii)

Residindo a apenas cerca de 700 anos-luz da Terra na constelação de Aquário, R Aquarii é uma estrela binária simbiótica: um tipo de sistema estelar binário que consiste em uma anã branca e uma gigante vermelha que é cercada por uma grande nebulosa dinâmica. 

Como a estrela simbiótica mais próxima da Terra, R Aquarii foi estudada por ninguém menos que Edwin Hubble em um esforço para entender o mecanismo que alimenta o sistema. R Aquarii sofre erupções violentas que expelem enormes filamentos de gás brilhante. Isso demonstra dramaticamente como o Universo redistribui os produtos da energia nuclear que se formam profundamente dentro das estrelas e são lançados de volta ao espaço. 

A estrela primária é uma gigante vermelha envelhecida e sua companheira é uma estrela compacta queimada conhecida como anã branca. A estrela primária gigante vermelha é classificada como uma variável Mira que é mais de 400 vezes maior que o nosso Sol. A estrela monstruosa inchada pulsa, muda de temperatura e varia em brilho por um fator de 750 vezes ao longo de um período de aproximadamente 390 dias. Em seu pico, a estrela é ofuscante com quase 5.000 vezes o brilho do nosso Sol. 

Quando a anã branca oscila mais perto da gigante vermelha ao longo de seu período orbital de 44 anos, ela suga gravitacionalmente o gás hidrogênio. Este material se acumula no disco de acreção ao redor da anã branca, até que ele sofre uma poderosa explosão e ejeção de jato, especialmente durante a maior aproximação da anã branca à estrela doadora gigante vermelha. 

Esses eventos têm mais do que apenas um interesse passageiro para astrônomos e leigos, pois essa é uma maneira conhecida, assim como os eventos de supernova verdadeiramente titânicos, mas extremamente raros, de liberar elementos químicos mais pesados ​​que hidrogênio e hélio no meio interestelar. Elementos mais pesados ​​como carbono, nitrogênio e oxigênio são blocos de construção críticos de planetas como a Terra e formas de vida como a nossa. Eles são formados no interior profundo das estrelas, onde a temperatura é alta o suficiente para fundir hidrogênio e hélio. Essa explosão ejeta jatos poderosos vistos como filamentos disparando do sistema binário, formando arcos e trilhas conforme o plasma emerge. O plasma é torcido pela força da explosão e canalizado para cima e para fora por fortes campos magnéticos. O fluxo parece se dobrar para trás em um padrão espiral. Os filamentos estão brilhando em luz visível porque são energizados pela radiação intensa da dupla estelar. 

A nebulosa ao redor da estrela binária é conhecida como Cederblad 211, e pode ser o remanescente de uma nova passada. A escala do evento é extraordinária, mesmo em termos astronômicos, já que o material emissor pode ser rastreado até pelo menos 400 bilhões de quilômetros, ou 2.500 vezes a distância entre o Sol e a Terra, do núcleo central.

Fonte: ESA