Novas evidências da rotação de um buraco negro

O buraco negro supermassivo no coração da galáxia M87, que se tornou famoso pela primeira imagem da sombra de um buraco negro, deu origem a outra novidade: confirmou-se agora que o seu jato oscila, fornecendo uma evidência direta de que o buraco negro está girando.

© Intouchable Lab (modelo do disco de acreção inclinado)

Os buracos negros supermassivos, monstros até bilhões de vezes mais pesados do que o Sol que devoram tudo à sua volta, também absorvendo a luz, são difíceis de estudar porque nenhuma informação pode escapar do seu interior. 

Teoricamente, há muitas poucas propriedades que são possíveis medir. Uma propriedade que poderia ser observada é a rotação, mas devido às dificuldades envolvidas, não têm havido observações diretas da rotação de buracos negros. À procura de evidências da rotação de buracos negros, uma equipe internacional analisou mais de duas décadas de dados observacionais da galáxia M87. 

Esta galáxia, localizada a 55 milhões de anos-luz de distância, na direção da constelação de Virgem, abriga um buraco negro 6,5 bilhões de vezes mais massivo do que o Sol, o mesmo buraco negro que produziu a primeira imagem da sombra de um buraco negro pelo EHT (Event Horizon Telescope) em 2019. 

Sabe-se que o buraco negro supermassivo na galáxia M87 tem um disco de acreção, que alimenta o buraco negro com matéria, e um jato, no qual a matéria é ejetada de perto do buraco negro a uma velocidade próxima da da luz. 

A equipe analisou dados relativos a 170 períodos de tempo recolhidos pela EAVN (East Asian VLBI Network), pelo VLBA (Very Long Baseline Array), pela rede conjunta KVN e VERA (KaVA) e pela rede VLBI EATING (East Asia to Italy Nearly Global). No total, mais de 20 radiotelescópios de todo o mundo contribuíram para este estudo. Os resultados mostram que as interações gravitacionais entre o disco de acreção e a rotação do buraco negro fazem com que a base do jato oscile, ou precesse, da mesma forma que as interações gravitacionais dentro do Sistema Solar fazem com que a Terra precesse. 

A equipe conseguiu ligar a dinâmica do jato ao buraco negro supermassivo central, fornecendo evidências diretas de que o buraco negro está girarando. A direção do jato muda cerca de 10 graus com um período de precessão de 11 anos, o que corresponde às simulações teóricas em supercomputador realizadas pelo ATERUI II no NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan).

Uma vez que o desalinhamento entre o buraco negro e o disco é relativamente pequeno e o período de precessão é de cerca de 11 anos, a acumulação de dados de alta resolução que traçam a estrutura de M87 ao longo de duas décadas e uma análise minuciosa são essenciais para esta descoberta. Os dados observacionais, perfeitamente ajustados à curva sinusoidal simples, trazem novos avanços na compreensão do sistema de buraco negro e jato.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: National Astronomical Observatory of Japan

Nova revisão da massa da Via Láctea

Graças ao catálogo mais recente do satélite Gaia da ESA, uma equipe internacional liderada por astrônomos do Observatório de Paris e do CNRS (Centre National de la Recherche Scientifique) obteve a medição mais precisa da massa da Via Láctea.

© NASA / JPL-Caltech (ilustração da Via Láctea)

Este estudo abre questões importantes na cosmologia, nomeadamente acerca da quantidade de matéria escura contida na nossa Galáxia. A massa total da Via Láctea está estimada em apenas 200 bilhões de vezes a do Sol, o que representa uma revisão em baixa significativa, cerca de quatro a cinco vezes inferior às estimativas anteriores. 

Este novo valor foi obtido a partir do terceiro lançamento de dados do catálogo Gaia, publicado em 2022, que fornece dados abrangentes sobre 1,8 bilhões de estrelas, englobando as três componentes espaciais e as três componentes de velocidade num espaço de seis dimensões dentro da Via Láctea. 

Utilizando os dados do Gaia, os cientistas conseguiram construir a curva de rotação mais exata alguma vez observada para uma galáxia espiral e deduzir a massa da Via Láctea. Antes do Gaia, obter uma curva de rotação robusta para a Via Láctea era um desafio, ao contrário do que acontecia com as outras galáxias espirais. Este desafio resultava da nossa posição no interior da Via Láctea, o que tornava impossível distinguir com precisão os movimentos e as distâncias das estrelas no disco galáctico. 

No estudo recente, a curva de rotação da nossa Galáxia é atípica: ao contrário das determinadas para outras grandes galáxias espirais, não é achatada. Pelo contrário, na periferia do disco da nossa Galáxia, esta curva começa a diminuir rapidamente, seguindo a previsão conhecida como declínio Kepleriano. 

A obtenção de uma curva de rotação para a Via Láctea que exiba um declínio Kepleriano exige que a nossa Galáxia seja enquadrada num contexto cosmológico. Um dos maiores avanços da astronomia moderna foi a constatação de que as velocidades de rotação dos grandes discos das galáxias espirais eram muito mais rápidas do que seria de esperar de um declínio Kepleriano. 

Na década de 1970, os astrônomos: Vera Rubin, que utilizou observações de gás ionizado, e Albert Bosma, que estudou gás neutro, demonstraram que a velocidade de rotação das galáxias espirais permanece constante, muito para além dos seus discos ópticos.

A consequência imediata desta descoberta foi a proposta da existência de matéria escura, adicional à matéria observável, distribuída num halo que envolve os discos das galáxias espirais. Sem esta matéria escura, as curvas de rotação teriam seguido um declínio Kepleriano. Este último indica a ausência de quantidades significativas de matéria fora do disco óptico. É o caso da Via Láctea, segundo o estudo atual. 

Considerando que a matéria comum (estrelas e gás frio) da Via Láctea é geralmente estimada em pouco mais de 0,6x10¹¹ massas solares, representa cerca de um-terço da matéria total. Este fato constitui uma revolução na cosmologia, uma vez que até agora se concordava que a matéria escura deveria ser pelo menos seis vezes mais abundante do que a matéria comum. 

Se a maioria das outras grandes galáxias espirais não exibe uma curva de rotação com um declínio Kepleriano, o que é que torna a nossa Galáxia tão diferente? Uma explicação possível pode ser que a Via Láctea tenha sofrido relativamente poucas perturbações devido a colisões violentas entre galáxias. A sua última grande fusão ocorreu há cerca de 9 bilhões de anos, em contraste com a média de 6 bilhões de anos para outras galáxias espirais. Em qualquer caso, isto indica que a curva de rotação obtida para a Via Láctea é particularmente precisa, não sendo afetada pelos resíduos de uma colisão tão antiga.

A segunda possibilidade pode surgir das diferenças metodológicas entre a curva de rotação derivada dos dados de seis dimensões de estrelas fornecidos pelo satélite Gaia, por exemplo, para a Via Láctea, e as curvas de rotação derivadas usando gás neutro para outras galáxias. Este trabalho abre caminho para uma reavaliação das curvas de rotação das grandes galáxias espirais e do seu conteúdo em matéria comum e escura. 

Um artigo foi publicado no periódico Astronomy & Astrophysics. 

Fonte: Observatoire de Paris

Um processo especial de um par de galáxias em colisão

Esta fotografia tirada usando a Câmera Avançada para Pesquisas (ACS) do telescópio espacial Hubble mostra Arp 107, um objeto celeste que compreende um par de galáxias no meio de uma colisão.

© Hubble (Arp 107)

A galáxia maior (à esquerda desta imagem) é uma galáxia extremamente energética de um tipo conhecido como galáxia Seyfert, que abriga núcleos galácticos ativos em seus núcleos.

As galáxias Seyfert são notáveis porque, apesar do imenso brilho do núcleo ativo, a radiação de toda a galáxia pode ser observada. Isto é evidente nesta imagem, onde as espirais de toda a galáxia são facilmente visíveis. A companheira menor está ligada à maior por uma “ponte” aparentemente tênue, composta de poeira e gás. 

A dupla galáctica em colisão fica a cerca de 465 milhões de anos-luz da Terra. O Arp 107 está incluído em um catálogo de 338 galáxias conhecido como Atlas de Galáxias Peculiares, que foi compilado em 1966 por Halton Arp. 

Foi observado pelo Hubble como parte de um programa de observação que procurava especificamente preencher uma “lacuna” observacional, fazendo observações limitadas de membros do catálogo Arp. Parte da intenção do programa de observação era fornecer ao público imagens destas galáxias espetaculares e de difícil definição. Na verdade, vários lançamentos recentes fizeram uso de observações do mesmo programa de observação.

Fonte: ESA

Medida de um grande disco galáctico

Esta imagem apresenta a galáxia conhecida como NGC 3156.

© Hubble (NGC 3156)

É uma galáxia lenticular, o que significa que fica em algum lugar entre uma galáxia elíptica e uma galáxia espiral. Situa-se a cerca de 73 milhões de anos-luz da Terra, na constelação equatorial menor de Sextans. 

A Sextans é uma pequena constelação que pertence à família de constelações de Hércules. Ela própria é uma constelação com tema astronômico, sendo batizada em homenagem ao instrumento conhecido como sextante. Os sextantes são frequentemente considerados instrumentos de navegação inventados no século XVIII. No entanto, o sextante como ferramenta astronômica já existe há muito mais tempo: estudiosos islâmicos desenvolveram sextantes astronômicos muitas centenas de anos antes para medir ângulos no céu. 

Um exemplo particularmente notável é o enorme sextante com um raio de 36 metros que foi desenvolvido por Ulugh Beg, da dinastia Timúrida, no século XV, localizado em Samarcanda, no atual Uzbequistão. Estes primeiros sextantes podem ter sido um desenvolvimento do quadrante, um dispositivo de medição proposto por Ptolomeu. Um sextante, como o nome sugere, tem o formato de um sexto de um círculo, aproximadamente o formato da constelação. 

Os sextantes não são mais utilizados na astronomia moderna, tendo sido substituídos por instrumentos capazes de medir as posições de estrelas e objetos astronômicos com muito mais precisão. 

A NGC 3156 foi estudada de muitas maneiras além da determinação da sua posição precisa; desde o seu grupo de aglomerados globulares, até à sua formação estelar relativamente recente, até às estrelas que estão sendo destruídas pelo buraco negro supermassivo no seu centro. 

Fonte: ESA

Ondas monstruosas estão colidindo com uma estrela colossal

Um sistema estelar intrigou os pesquisadores porque é a “estrela pulsante” mais dramática já registrada.

© CfA / M. Weiss (ilustração de uma estrela pulsante)

Agora, novos modelos revelaram que ondas titânicas, geradas pelas marés, rebentam repetidamente numa das estrelas do sistema; a primeira vez que este fenômeno foi observado numa estrela. 

Estrelas pulsantes são estrelas em binárias próximas que pulsam periodicamente em brilho, como o ritmo de um coração batendo em uma máquina de eletrocardiograma. As estrelas nestes sistemas percorrem órbitas ovais alongadas. Sempre que oscilam próximas umas das outras, a gravidade das estrelas gera marés, tal como a Lua cria as marés oceânicas na Terra. As marés esticam e distorcem as formas das estrelas, alterando a quantidade de luz estelar vista vindo delas à medida que seus lados largos ou estreitos ficam alternadamente voltados para a Terra. 

Um novo estudo explica por que as flutuações de brilho de um sistema estelar pulsante são cerca de 200 vezes maiores do que as de estrelas com batimento oscilante típico. A causa: ondas gigantescas que rolam pela estrela maior, levantadas quando a sua estrela companheira menor faz regularmente passagens próximas. Estas ondas gigantes atingem alturas e velocidades tão elevadas, que as ondas quebram - semelhantes às ondas do oceano - e caem na superfície da grande estrela. Cada colisão das gigantescas ondas da estrela libera energia suficiente para desintegrar todo o nosso planeta centenas de vezes. 

As estrelas pulsantes foram vistas pela primeira vez quando o telescópio espacial Kepler, que caça exoplanetas, da NASA, detectou suas pulsações de brilho estelar reveladoras, geralmente sutis. A estrela maior do sistema tem quase 35 vezes a massa do Sol e, juntamente com a sua estrela companheira menor, é oficialmente designada MACHO 80.7443.1718, não por causa de qualquer força estelar, mas porque as mudanças de brilho do sistema foram registradas pela primeira vez pelo Projeto MACHO na década de 1990, que buscava sinais de matéria escura em nossa galáxia. 

A maioria das estrelas pulsantes variam em brilho apenas em cerca de 0,1%, mas MACHO 80.7443.1718 chamou a atenção dos astrônomos por causa de suas dramáticas oscilações de brilho sem precedentes, para cima e para baixo em 20%. Para desvendar o mistério, foi criado um modelo computacional do objeto. este modelo captou como a interação da gravidade das duas estrelas gera marés massivas na estrela maior. As ondas gigantescas resultantes atingem cerca de um quinto do raio da estrela gigante, o que equivale a ondas da altura de três Sóis empilhados uns sobre os outros, ou cerca de 4,4 milhões de quilômetros de altura. 

As simulações mostram que as ondas enormes começam como ondas suaves e organizadas, tal como as ondas do oceano, antes de se enrolarem e rebentarem. A tremenda liberação de energia das ondas em MACHO 80.7443.1718 tem dois efeitos, mostra o modelo. Ele gira a superfície estelar cada vez mais rápido e lança gás estelar para fora para formar uma atmosfera estelar giratória e brilhante. Cerca de uma vez por mês, as duas estrelas passam uma pela outra e uma nova onda monstruosa atravessa a superfície da estrela. Cumulativamente, esta agitação fez com que a grande estrela MACHO 80.7443.1718 aumentasse no seu equador cerca de 50% mais do que nos seus polos. 

O brilho característico desta atmosfera foi uma das principais pistas de que ondas estavam quebrando na superfície da estrela. Por mais inédito que seja a estrela MACHO 80.7443.1718, é improvável que seja única. Das quase 1.000 estrelas com com oscilações pulsantes descobertas até agora, cerca de 20 delas apresentam grandes flutuações de brilho que se aproximam das do sistema simulado. E ao observar as ondas colossais rolando pela superfície estelar, os astrônomos esperam compreender como as interações próximas moldam a evolução dos pares estelares. 

Um artigo que descreve estes resultados foi publicado na revista Nature Astronomy. 

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Descobertos metano e dióxido de carbono na atmosfera de exoplaneta

Uma nova pesquisa realizada por uma equipe internacional de astrônomos, utilizando dados do telescópio espacial James Webb, sobre K2-18 b, um exoplaneta 8,6 vezes mais massivo do que a Terra, revelou a presença de moléculas de carbono, incluindo metano e dióxido de carbono.

© STScI / J. Olmstead (ilustração do exoplaneta K2-18 b)

A descoberta vem juntar-se a estudos recentes que sugerem que K2-18 b poderá ser um exoplaneta Hiceano, um exoplaneta com potencial para possuir uma atmosfera rica em hidrogênio e uma superfície coberta de oceanos de água. 

A primeira visão sobre as propriedades atmosféricas deste exoplaneta na zona habitável veio de observações com o telescópio espacial Hubble, o que levou a estudos adicionais que desde então mudaram a nossa compreensão do sistema. O exoplaneta K2-18 b orbita a estrela anã fria K2-18 na zona habitável e situa-se a 120 anos-luz da Terra, na direção da constelação de Leão. 

Os exoplanetas como K2-18 b, que têm tamanhos entre os da Terra e os de Netuno, são diferentes de tudo o que existe no nosso Sistema Solar. Esta falta de planetas análogos nas proximidades significa que estes "sub-Netunos" são mal compreendidos e a natureza das suas atmosferas é uma questão de debate ativo entre os astrônomos. A sugestão de que o sub-Netuno K2-18 b poderia ser um exoplaneta Hiceano é intrigante, uma vez que alguns astrônomos pensam que estes mundos são ambientes promissores para procurar evidências de vida.

A abundância de metano e dióxido de carbono em K2-18 b, bem como a escassez de amoníaco, apoiam a hipótese de que pode existir um oceano por baixo de uma atmosfera rica em hidrogênio. Estas observações iniciais do Webb também permitiram a detecção da molécula sulfureto de dimetilo (dimetilsulfureto). Na Terra, esta molécula só é produzida por vida. A maior parte do dimetilsulfureto na atmosfera da Terra é emitida pelo fitoplâncton em ambientes marinhos. A inferência de dimetilsulfureto é menos robusta e requer validação adicional. 

Embora K2-18 b se encontre na zona habitável e se saiba agora que abriga moléculas com carbono, isto não significa necessariamente que o planeta possa suportar vida. A grande dimensão do planeta, com um raio 2,6 vezes superior ao da Terra, significa que o seu interior contém provavelmente um grande manto de gelo a altas pressões, como Netuno, mas com uma atmosfera mais fina rica em hidrogênio e uma superfície oceânica. Prevê-se que os mundos hiceanos tenham oceanos de água. No entanto, também é possível que o oceano seja demasiado quente para ser habitável ou líquido. Embora este tipo de planeta não exista no nosso Sistema Solar, os sub-Netunos são o tipo de planeta mais comum conhecido até agora na Galáxia. 

A caracterização das atmosferas de exoplanetas como K2-18 b, ou seja, a identificação dos seus gases e condições físicas, é uma área muito ativa na astronomia. No entanto, estes planetas são ofuscados pelo brilho das suas estrelas progenitoras muito maiores, o que torna a exploração das atmosferas dos exoplanetas particularmente difícil. A equipe contornou este desafio analisando a luz da estrela hospedeira de K2-18 b à medida que esta atravessava a atmosfera do exoplaneta. O K2-18 b é um exoplaneta em trânsito, o que significa que é possível detectar uma queda de brilho à medida que passa pela face da sua estrela. Foi assim que o exoplaneta foi descoberto pela primeira vez. Isto significa que durante os trânsitos uma pequena fração da luz estelar passa pela atmosfera do exoplaneta antes de chegar a telescópios como o Webb. A passagem da luz da estrela pela atmosfera exoplanetária deixa vestígios que podem juntar para determinar os gases da atmosfera do exoplaneta. 

A equipe tenciona agora realizar uma exploração de seguimento com o MIRI (Mid-InfraRed Instrument) do telescópio Webb, que esperam venha a validar ainda mais as suas descobertas e a fornecer novos conhecimentos sobre as condições ambientais em K2-18 b.

Os resultados foram aceitos para publicação no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Fluxo supersônico captado de estrela jovem

Os chamados objetos de Herbig-Haro (HHs) são jatos luminosos de gás que assinalam o crescimento de estrelas infantis.

© Webb (HH 211)

Utilizando o telescópio espacial James Webb, uma equipe internacional de astrônomos, com a participação de cientistas do Instituto Max Planck de Astronomia, obteve uma imagem espetacular de HH 211, um jato bipolar que viaja pelo espaço interestelar a velocidades supersônicas. 

A cerca de 1.000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Perseu, o objeto é um dos fluxos protoestelares mais jovens e mais próximos, o que o torna um alvo ideal para o Webb. 

Os objetos Herbig-Haro rodeiam estrelas recém-nascidas e formam-se quando os ventos estelares ou jatos de gás expelidos por estas estrelas recém-nascidas formam ondas de choque que colidem com gás e poeira próximos a alta velocidade. Uma nova e excitante imagem de HH 211 revela um fluxo de uma protoestrela de Classe 0, uma análoga infantil do nosso Sol quando este tinha apenas algumas dezenas de milhares de anos e uma massa de apenas 8% da atual (acabará por se tornar uma estrela como o Sol). As protoestrelas ainda não atingiram a fase de fusão nuclear. 

As imagens infravermelhas são muito boas no estudo de estrelas recém-nascidas e dos seus fluxos, porque estas estrelas estão invariavelmente ainda embebidas no gás da nuvem molecular em que se formaram. A emissão infravermelha dos fluxos da estrela penetra o gás e a poeira que a obscurecem, tornando um objeto Herbig-Haro como HH 211 ideal para observação com os sensíveis instrumentos infravermelhos do Webb. 

As moléculas excitadas pelas condições turbulentas, incluindo o hidrogênio molecular, o monóxido de carbono e o monóxido de silício, emitem luz infravermelha que o Webb pode recolher para mapear a estrutura dos fluxos. A imagem obtida com o instrumento NIRCam mostra uma série de choques, ou seja, radiação desencadeada por colisões de gás, a sudeste (em baixo à esquerda) e a noroeste (em cima à direita), bem como o jato bipolar estreito que os alimenta, com um detalhe sem precedentes, com uma resolução espacial cerca de 5 a 10 vezes superior à de quaisquer imagens anteriores de HH 211. 

Esta série de eventos de choque indica uma liberação episódica de gás, que está diretamente relacionada com o crescimento da protoestrela através da infiltração de poeira e gás. O jato interno é visto se agitando com simetria em ambos os lados da protoestrela central. Isto está de acordo com observações em escalas menores e sugere que a protoestrela pode ser uma estrela binária não resolvida.

Observações anteriores de HH 211 com telescópios terrestres mostraram o movimento do gás ao longo do fluxo, medindo uma mudança no comprimento de onda da radiação emitida. Agora, foram encontrados enormes choques com desvios para o vermelho (noroeste) e com desvios para o azul (sudeste) e estruturas semelhantes a cavidades à luz do hidrogênio e do monóxido de carbono excitados por choques, respectivamente, e um jato de dupla face serpenteante e com nós à luz do monóxido de silício. 

Com estas novas observações com os instrumentos NIRCam e NIRSpec do Webb, os pesquisadores descobriram que o fluxo de gás do objeto é relativamente lento em comparação com protoestrelas semelhantes, mas mais evoluídas. A equipe mediu as velocidades das estruturas mais interiores do fluxo de gás com cerca de 80 a 100 quilômetros por segundo. No entanto, a diferença de velocidade entre estas seções do fluxo e o material com que estão colidindo é muito menor. 

Os fluxos das estrelas mais jovens, como a que se encontra no centro de HH 211, são majoritariamente constituídos por moléculas devido às velocidades comparativamente baixas das ondas de choque, que não são suficientemente energéticas para quebrar as moléculas em átomos e íons mais simples.

Um artigo foi publicado na revista Nature. 

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Prevista a possível existência de um planeta nos confins do Sistema Solar

Existem muitas anomalias por explicar nas órbitas e na distribuição dos objetos transnetunianos, pequenos corpos celestes localizados nos confins do Sistema Solar.

© F. P. D'Andrea (ilustração de um novo planeta)

Agora, com base em simulações computacionais detalhadas do início do Sistema Solar exterior, pesquisadores do Japão preveem a possibilidade de um planeta com um tamanho semelhante ao da Terra, ainda não descoberto, localizado para lá de Netuno, orbitando o Sol.

Se esta previsão se concretizar, poderá revolucionar a nossa compreensão da história do Sistema Solar. No entanto, é quase certo que, há bilhões de anos, o Sistema Solar formou mais planetas do que estes oito. Embora a maior parte deles já tenha desaparecido ou saído do Sistema Solar, será possível que alguns tenham permanecido e sobrevivido até aos dias de hoje?

A resposta a esta pergunta pode vir dos chamados OTNs (objetos transnetunianos). Como o nome indica, os OTNs são pequenos corpos celestes que orbitam o Sol a uma distância média superior à da órbita de Netuno. Em particular, o distante Cinturão de Kuiper, a região localizada a mais de 50 UA (unidades astronômicas) ou 7,5 bilhões de quilômetros do Sol, contém muitos OTNs. Embora estes objetos representem os restos da formação planetária no Sistema Solar exterior, as suas órbitas e distribuição podem muito bem revelar a presença de planetas por descobrir. 

Num estudo recente, o professor associado Patryk Sofia Lykawka da Universidade de Kindai no Japão e o professor associado Takashi Ito do CfCA (Center for Computational Astrophysics) do NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan) resolveram este enigma. Com base na análise teórica das observações e em simulações computacionais de ponta, chegaram à notável conclusão de que um planeta com aproximadamente o tamanho da Terra (1,5 a 3 vezes mais massivo) pode estar à espreita no distante Cinturão de Kuiper! 

Os pesquisadores começaram por analisar em pormenor a estrutura orbital do distante Cinturão de Kuiper, que exibe várias anomalias por explicar. Por exemplo, existe uma grande população de OTNs isolados cujas órbitas estão para além da influência gravitacional de Netuno. Além disso, há um número significativo de OTNs com órbitas altamente inclinadas, juntamente com uma população de "OTNs extremos" cujas órbitas são extremamente difíceis de explicar com os modelos atuais para a formação do Sistema Solar e do Cinturão de Kuiper. 

Com base nestas análises, os cientistas teorizaram que outro planeta para além dos quatro gigantes (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno) deve ter influenciado a formação do Cinturão de Kuiper. Para testar a sua hipótese, efetuaram uma série de simulações utilizando os computadores instalados no laboratório de Lykawka e o grupo de PCs de uso geral do NAOJ, usando modelos do Sistema Solar primitivo que existia há cerca de 4,5 bilhões de anos. 

Foram consideradas interações entre os quatro planetas gigantes, um hipotético planeta do Cinturão de Kuiper e um disco de pequenos objetos representando o distante Cinturão de Kuiper primordial. Depois de cada simulação ter sido concluída, as populações de OTNs resultantes, após um período de 4,5 bilhões de anos, foram comparadas com as obtidas a partir de observações modernas para ver se algum dos modelos explicava as anomalias no Cinturão de Kuiper. Notavelmente, os melhores resultados das simulações sugeriam que deveria existir um planeta por descobrir com distâncias entre cerca de 200 e 800 UA. 

Graças à massa palpável e a uma órbita inclinada de cerca de 30°, um tal planeta poderia ter gerado o grande número de OTNs isolados, os OTNs altamente inclinados, bem como os OTNs extremos com órbitas peculiares, de acordo com as observações atuais. 

A descoberta de um novo planeta de tamanho semelhante ao da Terra no Sistema Solar teria, sem dúvida, implicações profundas, como explica o Dr. Lykawka: "Primeiro, o Sistema Solar voltaria a ter oficialmente nove planetas. Além disso, à semelhança do que aconteceu em 2006 quando Plutão foi despromovido da categoria de planeta, teríamos de aperfeiçoar a definição de 'planeta', uma vez que um planeta de tamanho semelhante à Terra, localizado muito para além de Netuno, pertenceria provavelmente a uma nova classe de planetas. Finalmente, as nossas teorias sobre a formação do Sistema Solar e dos planetas também precisariam de ser revistas". 

Na busca deste novo planeta, muitos novos OTNs extremos poderiam ser descobertos no processo, fornecendo informações valiosas sobre a região transnetuniana. Um conhecimento mais pormenorizado da estrutura orbital no Cinturão de Kuiper fornecerá uma melhor compreensão da formação do Sistema Solar exterior, o que também revelará as condições em que os planetas se formaram. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astronomical Journal. 

Fonte: Kindai University

O mistério da Tensão de Hubble

O ritmo de expansão do Universo, a que se dá o nome constante de Hubble, é um dos parâmetros fundamentais para compreender a evolução e o destino final do cosmos. No entanto, observa-se uma diferença persistente, designada por "Tensão de Hubble", entre o valor da constante medido com uma vasta gama de indicadores de distância independentes e o seu valor previsto a partir do brilho remanescente do Big Bang.

© Hubble / Webb (NGC 5584)

Observações combinadas do instrumento NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb e do WFC3 (Wide Field Camera 3) do Hubble mostram a galáxia espiral NGC 5584, que se encontra a 72 milhões de anos-luz da Terra. Entre as estrelas brilhantes da NGC 5584 encontram-se estrelas pulsantes chamadas variáveis Cefeidas e supernovas do Tipo Ia, uma classe especial de estrelas em explosão. Os astrônomos utilizam as variáveis Cefeidas e as supernovas do Tipo Ia como marcadores de distância para medir o ritmo de expansão do Universo.

O telescópio espacial James Webb fornece novas capacidades para analisar e aperfeiçoar algumas das mais fortes evidências observacionais da Tensão de Hubble. Adam Riess, da Universidade Johns Hopkins e do STScI (Space Telescope Science Institute), laureado com o Prêmio Nobel, apresenta o seu trabalho recente e o dos seus colegas, utilizando observações do Webb para melhorar a precisão das medições locais da constante de Hubble. 

Os cosmólogos querem decifrar um sinal cósmico de limite de velocidade que fornece a que velocidade o Universo está se expandindo, ou seja, um número chamado constante de Hubble. Este sinal está escrito nas estrelas de galáxias distantes. O brilho de certas estrelas nestas galáxias mostra a que distância estão e, portanto, durante quanto tempo esta luz viajou até chegar a nós, e os desvios para o vermelho das galáxias revelam quanto o Universo se expandiu durante este tempo, indicando o ritmo de expansão. 

Uma classe particular de estrelas, as variáveis Cefeidas, fornece as medições de distância mais precisas desde há mais de um século, porque estas estrelas são extraordinariamente brilhantes: são estrelas supergigantes, com uma luminosidade cem mil vezes superior à do Sol. Além disso, elas pulsam durante um período de semanas que indica a sua luminosidade relativa. Quanto mais longo for o período, mais brilhantes são intrinsecamente. São a ferramenta de referência para medir as distâncias de galáxias a cem milhões de anos-luz de distância ou mais, um passo crucial para determinar a constante de Hubble. Infelizmente, as estrelas nas galáxias estão amontoadas num pequeno espaço a partir do nosso ponto de vista distante e, por isso, muitas vezes não possui resolução necessária para as separar das suas vizinhas na linha de visão.

Uma das principais justificações para a construção do telescópio espacial Hubble foi a resolução deste problema. Antes do lançamento do Hubble em 1990 e das subsequentes medições das Cefeidas, o ritmo de expansão do Universo era tão incerto que os astrônomos nem sabiam se o Universo estava se expandindo. Isto porque um ritmo de expansão mais rápido leva a uma idade mais jovem do Universo e um ritmo de expansão mais lento a uma idade mais velha do Universo. O Hubble tem uma melhor resolução no comprimento de onda visível do que qualquer telescópio terrestre porque está situado acima dos efeitos de desfocagem da atmosfera da Terra. Como resultado, pode identificar variáveis Cefeidas individuais em galáxias que estão a mais de cem milhões de anos-luz de distância e medir o intervalo de tempo durante o qual mudam de brilho.

No entanto, também temos de observar as Cefeidas na parte do infravermelho próximo do espectro, para ver a luz que passa incólume através da poeira (a poeira absorve e dispersa a luz visível azul, fazendo com que os objetos distantes pareçam tênues e dando o aspecto que estão mais longe do que estão). Infelizmente, a visão da luz vermelha do Hubble não é tão nítida como a da luz azul, pelo que a luz das estrelas Cefeidas que vemos está misturada com outras estrelas no seu campo de visão. Porém, a visão nítida no infravermelho é a especialidade do telescópio espacial James Webb. Com o seu grande espelho e óptica sensível, consegue separar facilmente a luz das Cefeidas das estrelas vizinhas com pouca mistura. 

No primeiro ano de operações do Webb, foram recolhidas observações de Cefeidas encontradas pelo Hubble em dois passos ao longo do que é conhecido como a escada de distâncias cósmicas. O primeiro passo envolve a observação de Cefeidas numa galáxia (NGC 4258) com uma distância geométrica conhecida que permite calibrar a verdadeira luminosidade das Cefeidas. O segundo passo é observar Cefeidas nas galáxias hospedeiras de supernovas recentes do Tipo Ia. A combinação dos dois primeiros passos transfere o conhecimento da distância às supernovas para calibrar as suas verdadeiras luminosidades. O terceiro passo é observar estas supernovas a uma grande distância, onde a expansão do Universo é aparente e pode ser medida comparando as distâncias inferidas a partir da sua luminosidade e os desvios para o vermelho das galáxias hospedeiras das supernovas. Esta sequência de passos é conhecida como a escada de distâncias.

Foram observadas mais de 320 Cefeidas nas duas primeiras etapas. Confirmou-se que as anteriores medições do telescópio espacial Hubble eram exatas, embora mais ruidosas. Também foram observadas mais quatro hospedeiras de supernovas com o Webb e verificou-se um resultado semelhante para toda a amostra.

O que os resultados ainda não explicam o motivo do Universo parece estar se expandindo tão rapidamente! Podemos prever o ritmo de expansão do Universo observando a sua imagem primordial, a radiação cósmica de fundo em micro-ondas e depois utilizar o melhor modelo de como cresce ao longo do tempo para evidenciar a que velocidade o Universo deverá estar se expandindo atualmente. O fato de a medida atual do ritmo de expansão exceder significativamente a previsão é um problema que já dura há uma década, a chamada "Tensão de Hubble". 

A possibilidade mais excitante é que ela seja uma pista sobre algo que está faltando na compreensão do cosmos. Pode indicar a presença de energia escura exótica, matéria escura exótica, uma revisão da compreensão da gravidade, a presença de uma partícula ou campo único. O mistério da Tensão de Hubble aprofunda-se.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A passagem do cometa Nishimura

O cometa Nishimura está contornando o Sol com velocidade de 70 Km/s.

© Peter Kennett (cometa Nishimura)

O astrônomo amador japonês Hideo Nishimura fez uma descoberta, no dia 11 de agosto deste ano, ao detectar um objeto brilhante nas proximidades do Sol.

Este objeto, anteriormente invisível devido ao brilho do Sol, revelou-se como um cometa completamente novo e brilhante. Em 15 de agosto, o Minor Planet Center confirmou oficialmente a descoberta e nomeou o cometa como C/2023 P1 (Nishimura). 

O cometa Nishimura tem um período orbital estimado em 334 anos, segundo os dados do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. O cometa tem atualmente uma magnitude de 4,5. Ele está se tornando gradualmente mais brilhante. Sua cauda crescente agora tem quase 8 minutos de arco de comprimento. 

O cometa Nishimura está atualmente na constelação de Leão, entre as órbitas de Mercúrio e Vênus, seu nascente ocorre às 6h02 e a 20° do Sol que aparece às 6h20. O cometa aparecerá muito baixo no céu ao amanhecer até o final do mês, visível com binóculos e dependendo das condições até a olho nu. 

Em 2 de setembro, o astrofotógrafo Gerald Rhemann obteve uma imagem da desconexão de cauda do cometa devido ao vento solar forte, quando uma Ejeção de Massa Coronal atingiu o cometa, provavelmente oriunda da mancha solar ativa AR3413.

© Gerald Rhemann (desconexão de cauda do cometa Nishimura)

Em 13 de setembro, o cometa atingirá a maior aproximação à Terra, a uma distância de 0,85 UA (128 milhões de quilômetros) e magnitude 3,6. Em 17 de setembro, o C/2023 P1 (Nishimura) atingirá seu periélio, o ponto mais próximo do Sol, a uma distância de cerca de 0,2 UA (30 milhões de quilômetros). Neste momento, ele estará a 12º do Sol e atingirá seu brilho máximo, podendo chegar a uma magnitude 2,7.

No entanto, sua proximidade com o Sol no céu pode tornar a observação desafiadora. Em geral, um objeto celeste com uma magnitude aparente menor que aproximadamente 6,0 é considerado visível a olho nu em condições de céu escuro e limpo. Quanto menor o valor da magnitude aparente, mais brilhante o objeto. 

Cálculos recentes sugerem que este cometa pode ser periódico. Cometas que fazem sua primeira passagem pelo Sol têm maior probabilidade estatística de se desintegrar, mas cada passagem subsequente ao periélio torna o núcleo do cometa mais robusto. Assim, o C/2023 P1 tem uma melhor chance de sobreviver às futuras passagens próximas ao Sol. 

Para encontrar o cometa no céu, aplicativos de observação de estrelas como Star Walk 2 e Sky Tonight, ou ainda programas como Stellarium e Cartes du Ciel podem ser úteis. 

O cometa C/2023 P1 (Nishimura) pode estar relacionado à chuva de meteoros Sigma Hydrids, que está ativa de 22 de novembro a 18 de janeiro (com pico por volta de 30 de novembro). 

Fonte: Cosmo Novas

A detecção mais distante do campo magnético de uma galáxia

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), os astrônomos detectaram o campo magnético de uma galáxia tão distante que a sua luz demorou mais de 11 bilhões de anos a chegar até nós, ou seja, quando o Universo tinha apenas 2,5 bilhões de anos de idade.

© ALMA (galáxia 9io9)

Este resultado forneceu aos astrônomos pistas cruciais sobre como é que se formaram os campos magnéticos de galáxias tais como a nossa Via Láctea. Há imensos objetos no Universo que apresentam campos magnéticos, sejam eles planetas, estrelas ou galáxias.

Na Via Láctea e em outras galáxias entrelaçam-se campos magnéticos com dimensões da ordem das dezenas de milhares de anos-luz. Na realidade, sabemos muito pouco relativamente à formação destes campos magnéticos, apesar de serem fundamentais para compreendermos a evolução galáctica. Não é claro quão cedo na vida do Universo, e quão rápido, é que os campos magnéticos se formaram nas galáxias, isto porque, até agora, os astrônomos apenas mapearam campos magnéticos em galáxias próximo daqui. 

Agora, foi  descoberto um campo magnético completamente formado numa galáxia distante, semelhante em estrutura àqueles observados em galáxias próximas. O campo é cerca de mil vezes mais fraco do que o campo magnético da Terra, mas estende-se ao longo de mais de 16.000 anos-luz. 

A observação de um campo magnético completamente desenvolvido tão cedo na história do Universo indica que os campos magnéticos que englobam galáxias inteiras podem formar-se rapidamente no momento em que as galáxias jovens ainda estão se desenvolvendo. A equipe acredita que a formação estelar intensa no Universo primordial poderá acelerar o desenvolvimento de campos magnéticos. Adicionalmente, estes campos podem, por sua vez, influenciar o modo como se formam as gerações seguintes de estrelas.

Para fazer esta detecção, observou-se a radiação emitida por grãos de poeira de uma galáxia distante, 9io9. As galáxias estão repletas de grãos de poeira e quando um campo magnético se encontra presente, estes grãos tendem a alinhar-se, fazendo com que a radiação que emitem seja polarizada. Isto significa que as ondas de luz oscilam segundo uma direção privilegiada, em vez de aleatória. Quando o ALMA detectou e mapeou um sinal polarizado emitido pela 9io9, confirmou-se pela primeira vez a presença de um campo magnético numa galáxia muito distante.

A esperança é que com esta e outras observações futuras de campos magnéticos distantes, começaremos a desvendar o mistério da formação destas estruturas galácticas fundamentais. 

Este trabalho foi descrito num artigo científico publicado na revista Nature. 

Fonte: ESO

Descoberta uma vasta bolha de galáxias

Uma equipe liderada pela Universidade do Havaí descobriu uma imensa bolha a 820 milhões de anos-luz da Terra, que se pensa ser um fóssil remanescente do nascimento do Universo.

© Animea Studio (ilustração de Ho'oleilana)

Os astrônomos encontraram inesperadamente a bolha no interior de uma rede de galáxias. A entidade recebeu o nome de Ho'oleilana, um termo retirado do Kumulipo, um cântico de criação havaiano. 

As novas descobertas mencionam que estas estruturas massivas são previstas pela teoria do Big Bang, como resultado de ondulações 3D encontradas no material do Universo primitivo, conhecidas como Oscilações Acústicas de Bárions (OABs). 

Um aumento na densidade das galáxias, é uma caraterística muito mais forte do que o esperado, com diâmetro muito grande de um bilhão de anos-luz está para além das expectativas teóricas. Se a sua formação e evolução estiverem de acordo com a teoria, esta OAB está mais próxima do que o previsto, o que implica um valor elevado para o ritmo de expansão do Universo.

Os astrônomos localizaram a bolha usando dados do Cosmicflows-4, que é, até à data, a maior compilação de distâncias precisas de galáxias. Um catálogo excepcional foi produzido em 2022. Os pesquisadores pensam que esta pode ser a primeira vez que os astrônomos identificaram uma estrutura individual associada a uma OAB. A descoberta poderá ajudar a reforçar o conhecimento dos cientistas sobre os efeitos da evolução das galáxias. 

Na teoria bem estabelecida do Big Bang, durante os primeiros 400.000 anos, o Universo é um caldeirão de plasma quente semelhante ao interior do Sol. No interior de um plasma, os elétrons separaram-se dos núcleos atômicos. Durante este período, as regiões com densidade ligeiramente superior começaram a colapsar sob a ação da gravidade, mesmo quando o intenso banho de radiação tentava separar a matéria. Esta luta entre a gravidade e a radiação fez com que o plasma oscilasse ou ondulasse e se espalhasse para fora. As maiores ondulações no Universo primitivo dependiam da distância que uma onda sonora podia percorrer. Estabelecida pela velocidade do som no plasma, esta distância era de quase 500 milhões de anos-luz e foi fixada quando o Universo arrefeceu e deixou de ser um plasma, deixando vastas ondulações tridimensionais. 

Ao longo das eras, as galáxias formaram-se nos picos de densidade, em enormes estruturas semelhantes a bolhas. Os padrões na distribuição das galáxias, devidamente discernidos, poderiam revelar as propriedades destes antigos mensageiros. A estrutura da concha gigante de Ho'oleilana é composta por elementos que foram identificados no passado como sendo eles próprios algumas das maiores estruturas do Universo. 

Esta mesma equipe de pesquisadores também identificou o Superaglomerado de Laniākea em 2014. Esta estrutura, que inclui a Via Láctea, é pequena em comparação. Estendendo-se a um diâmetro de cerca de 500 milhões de anos-luz, Laniākea prolonga-se até à orla desta bolha muito maior. 

Descobriu-se que Ho'oleilana tinha sido assinalada num trabalho de pesquisa de 2016 como a mais proeminente de várias estruturas semelhantes a conchas observadas no SDSS (Sloan Digital Sky Survey). No entanto, o trabalho anterior não revelou toda a extensão da estrutura e concluiu-se na ocasião que não tinha sido encontrada uma OAB. Usando o catálogo Cosmicflows-4, os pesquisadores foram capazes de ver uma concha esférica completa de galáxias, de identificar o seu centro e de mostrar que há um aumento estatístico na densidade de galáxias em todas as direções a partir deste centro. 

Ho'oleilana engloba muitas estruturas bem conhecidas anteriormente encontradas, como a Grande Muralha de Harvard/Smithsonian que contém o Aglomerado de Coma, o Aglomerado de Hércules e a Grande Muralha Sloan. O Superaglomerado de Boieiro reside no seu centro. O histórico Vazio de Boieiro, uma enorme região esférica vazia, encontra-se no interior de Ho'oleilana. 

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal. 

Fonte: University of Hawaiʻi

Reveladas novas estruturas no interior de uma supernova icônica

O telescópio espacial James Webb da NASA iniciou o estudo de uma das mais famosas supernovas, SN 1987A.

© James Webb (SN 1987A)

Localizada a 168.000 anos-luz de distância na Grande Nuvem de Magalhães, SN 1987A tem sido alvo de intensas observações em comprimentos de onda que vão desde os raios gama até ao rádio durante quase 40 anos, desde a sua descoberta em fevereiro de 1987.

Novas observações da câmara NIRCam (Near-Infrared Camera) do Webb fornecem uma pista crucial para a nossa compreensão de como uma supernova se desenvolve ao longo do tempo para formar o seu remanescente. Esta imagem revela uma estrutura central semelhante a um buraco de fechadura. Este centro está cheio de gás e poeira ejetados pela explosão da supernova. A poeira é tão densa que mesmo a luz infravermelha que o Webb detecta não a consegue penetrar, dando forma ao "buraco" escuro da fechadura. Um anel equatorial brilhante rodeia o buraco da fechadura interior, formando uma faixa em volta do cinturão que liga dois braços tênues de anéis exteriores em forma de ampulheta. O anel equatorial, formado por material ejetado dezenas de milhares de anos antes da explosão da supernova, contém pontos quentes brilhantes, que apareceram quando a onda de choque da supernova atingiu o anel. Agora os pontos são encontrados mesmo no exterior do anel, com emissão difusa ao seu redor. Estes são os locais onde os choques da supernova atingiram material mais exterior. 

Embora estas estruturas tenham sido observadas em diferentes graus pelos telescópios espaciais Hubble e Spitzer e pelo observatório de raios X Chandra da NASA, a sensibilidade e a resolução espacial sem paralelo do Webb revelaram uma nova característica neste remanescente de supernova, pequenas estruturas em forma de crescente. Pensa-se que estes crescentes fazem parte das camadas exteriores de gás disparadas pela explosão da supernova. O seu brilho pode ser uma indicação do aumento de brilho do limbo, um fenômeno óptico que resulta da observação do material em expansão em três dimensões. O nosso ângulo de visão faz com que pareça que há mais material nestes dois crescentes do que realmente há. 

A alta resolução destas imagens também é digna de nota. Antes do Webb, o agora reformado telescópio Spitzer observou esta supernova no infravermelho ao longo de toda a sua vida, produzindo dados importantes sobre a evolução das suas emissões com o passar do tempo. No entanto, nunca foi capaz de observar a supernova com tanta clareza e pormenor. 

Apesar das décadas de estudo desde a descoberta inicial da supernova, há vários mistérios que permanecem, particularmente em torno da estrela de nêutrons que se deveria ter formado no rescaldo da explosão da supernova. Tal como o Spitzer, o Webb continuará observando a supernova ao longo do tempo. Os seus instrumentos NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) e MIRI (Mid-Infrared Instrument) oferecerão aos astrônomos a capacidade de captar novos dados infravermelhos de alta fidelidade ao longo do tempo e de obter novos conhecimentos sobre as estruturas crescentes recentemente identificadas. Além disso, o Webb continuará colaborando com o Hubble, o Chandra e outros observatórios para fornecer novos conhecimentos sobre o passado e o futuro desta lendária supernova.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Planeta recém-descoberto tem a órbita longa

Dos mais de 5.000 planetas que se sabe existirem fora do nosso Sistema Solar, a maioria orbita as suas estrelas a uma distância surpreendentemente pequena.

© Tedi Vick (ilustração dos dois planetas no sistema TOI-4600)

Mais de 80 por cento dos exoplanetas confirmados têm órbitas inferiores a 50 dias, o que coloca estes mundos tórridos pelo menos duas vezes mais perto da sua estrela do que Mercúrio está do nosso Sol; e alguns, ainda mais perto do que isso. 

Os astrônomos estão começando a ter uma ideia geral da formação, evolução e composição destes planetas. Mas o quadro é muito mais confuso para os planetas com períodos orbitais mais longos. Os mundos longínquos, com órbitas que duram meses ou anos, são mais difíceis de detectar e, por isso, as suas propriedades têm sido mais difíceis de discernir.

Agora, a lista de planetas de longo período ganhou duas entradas. Astrônomos do Massachusetts Institute of Technology (MIT), da Universidade do Novo México (UNM) e de outros locais descobriram um sistema raro que contém dois planetas de longo período em órbita de TOI-4600, uma estrela próxima que fica a 815 anos-luz da Terra. A equipe descobriu que a estrela abriga um planeta interior com uma órbita de 82 dias, semelhante à de Mercúrio, enquanto um segundo planeta exterior completa uma orbita a cada 482 dias, o que o coloca comparativamente entre as órbitas da Terra e de Marte. 

A descoberta foi feita com base em dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) da NASA, uma missão liderada pelo MIT que monitoriza as estrelas mais próximas em busca de sinais de exoplanetas. O novo planeta, mais distante, tem o período mais longo que o TESS detectou até à data. É também um dos mais frios, com cerca de -83º C, enquanto o planeta interior é mais temperado, com 77º C. Ambos os planetas são provavelmente gigantes gasosos, semelhantes a Júpiter e Saturno, embora a composição do planeta exterior possa ser mais uma mistura de gás e gelo. Os dois planetas fazem a ponte entre os "Júpiteres quentes" - os planetas tórridos e de órbita curta que constituem a maioria das descobertas exoplanetárias - e os gigantes gasosos muito mais frios e de período mais longo do nosso Sistema Solar. 

O TESS monitora as estrelas mais próximas em busca de sinais de exoplanetas, apontando para uma região do céu e medindo continuamente o brilho das estrelas neste setor durante 30 dias, antes de passar para o setor seguinte. Os cientistas utilizam "pipelines", ou seja, pesquisas algorítmicas, para passar filtrar as medições em busca de quedas de brilho que possam ter sido causadas pela passagem de um planeta em frente da sua estrela. Em 2020, um pipeline detectou um possível trânsito numa estrela do hemisfério norte, perto da constelação de Dragão. A estrela foi categorizada como TOI-4600 (TOI significa "TESS Object of Interest"). 

O trânsito inicial foi estudado em pormenor pelo TSTPC WG (TESS Single Transit Planet Candidate Working Group), uma equipe de cientistas do MIT, da UNM e de outros locais que procuram sinais de planetas de período mais longo em eventos de trânsito único. O grupo procurou a estrela em outros setores dos dados do TESS e eventualmente identificou mais três trânsitos, semelhantes ao primeiro. A partir destes quatro eventos, os cientistas foram capazes de determinar que a fonte era um planeta - TOI-4600 b - com uma órbita relativamente longa de 82 dias. A equipe também detectou um quinto trânsito, embora este não estivesse sincronizado com os outros sinais. 

Poderá o trânsito ser de outra estrela que está eclipsando temporariamente a primeira? Ou poderá ser um segundo planeta em órbita? Foi observado um trânsito que apareceu no mesmo ciclo de 82 dias, o que confirmou ainda mais a existência de um planeta com órbita longa; e um segundo trânsito, foi detectado 964 dias depois do trânsito anterior, fora de sincronia. Estes dois últimos trânsitos eram semelhantes em profundidade, ou seja, a quantidade de luz que foi atenuada, sugerindo que ambos foram produzidos por um único objeto que estava orbitando a estrela, quer a cada 964 dias, quer a cada 482 dias. 

Concluiu-se que a estrela abriga de fato dois planetas de longo período: TOI-4600 b, um gigante ameno, semelhante a Júpiter; e TOI-4600 c, um gigante gelado.

Os resultados foram publicados no periódico The Astrophysical Journal Letters. 

Fonte: Massachusetts Institute of Technology